Звезда Вольфа – Райе - Wolf–Rayet star

Космическая пара
Изображение туманности M1-67 вокруг звезды Вольфа – Райе с космического телескопа Хаббл. WR 124.

Звезды Вольфа – Райе, часто сокращенно WR звезды, представляют собой редкий неоднородный набор звезд с необычными спектры показаны заметные широкие эмиссионные линии ионизированного гелий и сильно ионизированный азот или же углерод. Спектры указывают на очень высокое поверхностное усиление тяжелые элементы, истощение водорода и сильное звездные ветры. Их температура поверхности колеблется от 30 000 К до примерно 210 000 К, что выше, чем у почти всех других звезд. Ранее они назывались Звезды W-типа ссылаясь на их спектральную классификацию.

Классический (или Население I ) Звезды Вольфа – Райе являются развился, массивные звезды, полностью утратившие внешний водород и есть сплавление гелий или более тяжелые элементы в активной зоне. Подмножество звезд I WR в своем спектре показывает линии водорода и известны как звезды WNh; это молодые чрезвычайно массивные звезды, которые все еще синтезируют водород в ядре, а гелий и азот выходят на поверхность в результате сильного перемешивания и потери массы под действием излучения. Отдельная группа звезд со спектрами WR - центральные звезды планетарные туманности (CSPNe), пост-асимптотическая ветвь гигантов звезды, похожие на солнце находясь на главной последовательности, но теперь прекратили синтез и сбросили свои атмосферы, чтобы обнажить голое углеродно-кислородное ядро.

Все звезды Вольфа – Райе являются объектами с высокой светимостью из-за их высоких температур, в тысячи раз превышающих болометрический яркость солнца (L☉) для CSPNe сотни тысячL☉ для звезд Population I WR, более миллионаL☉ для звезд WNh - хотя визуально не особенно ярких, так как большинство их радиация выход находится в ультрафиолетовый.

Невооруженным глазом звезды Гамма Велюр и Theta Muscae, а также самая массивная из известных звезд, R136a1 в 30 дорад, все звезды Вольфа – Райе.

История наблюдений

Полумесяц Туманность
WR 136 это звезда WN6, где атмосфера, разлетевшаяся во время фазы красных сверхгигантов, была потрясена горячими, быстрыми ветрами WR, чтобы сформировать видимый пузырьковая туманность.

В 1867 г. с помощью 40-сантиметрового телескопа Фуко на Парижская обсерватория, астрономы Чарльз Вольф и Жорж Райе[1] обнаружил три звезды в созвездии Лебедь (HD 191765, HD 192103 и HD 192641, теперь обозначенные как WR 134, WR 135, и WR 137 соответственно), которые отображали широкие полосы излучения на непрерывном спектре.[2] Отображаются только большинство звезд линии поглощения или же группы в их спектрах, в результате того, что расположенные сверху элементы поглощают световую энергию на определенных частотах, так что это были явно необычные объекты.

Природа полос излучения в спектрах звезды Вольфа – Райе в течение нескольких десятилетий оставалась загадкой. Эдвард С. Пикеринг предположил, что линии были вызваны необычным состоянием водород, и было обнаружено, что эта «серия линий Пикеринга» следовала шаблону, аналогичному Серия Бальмера, при замене полуцелых квантовых чисел. Позже было показано, что эти линии являются результатом присутствия гелий; химический элемент, открытый в 1868 году.[3] Пикеринг отметил сходство между спектрами Вольфа – Райе и спектрами туманностей, и это сходство привело к заключению, что некоторые или все звезды Вольфа – Райе были центральными звездами планетарные туманности.[4]

К 1929 г. ширину полос излучения приписывали Доплеровское уширение, и, следовательно, газ, окружающий эти звезды, должен двигаться со скоростью 300–2400 км / салон на луче зрения. Был сделан вывод, что звезда Вольфа-Райе постоянно выбрасывает газ в космос, создавая расширяющуюся оболочку из туманного газа. Сила, выбрасывающая газ при наблюдаемых высоких скоростях, равна радиационное давление.[5] Было хорошо известно, что многие звезды со спектрами типа Вольфа – Райе являются центральными звездами планетарных туманностей, но также и то, что многие из них вообще не связаны с явной планетарной туманностью или какой-либо видимой туманностью.[6]

Помимо гелия, Карлайл Смит Билс идентифицировали эмиссионные линии углерода, кислорода и азота в спектрах звезд Вольфа – Райе.[7][8] В 1938 г. Международный астрономический союз классифицировал спектры звезд Вольфа – Райе на типы WN и WC, в зависимости от того, преобладают ли в спектре линии азота или углерода-кислорода соответственно.[9]

В 1969 г. несколько CSPN с сильным O VI линии выбросов были сгруппированы под новым знаком «O». VI последовательность », или просто типа OVI.[10] Впоследствии они были названы звездами [WO].[11] Подобные звезды, не связанные с планетарные туманности были описаны вскоре после этого, и классификация WO в конечном итоге была принята также для звезд I WR популяции.[11][12]

Понимание того, что некоторые поздние, а иногда и не очень поздние звезды WN с водородные линии в их спектрах находятся на другой стадии эволюции от безводородных звезд WR, что привело к введению термина WNh чтобы отличить эти звезды в целом от других звезд WN. Ранее их называли звездами WNL, хотя есть звезды WN поздних типов без водорода, а также звезды WR с водородом еще в WN5.[13]

Классификация

WR 137 спектр
Спектр WR 137, звезда WC7[14] и одна из трех исходных звезд WR (горизонтальная ось: длина волны в Å).

Звезды Вольфа – Райе были названы на основании сильного широкого эмиссионные линии в их спектрах, отождествляемых с гелий, азот, углерод, кремний, и кислород, но с водород линии обычно слабые или отсутствуют. Первая система классификации разделила их на звезды с доминирующими линиями ионизированного азота (N III, N IV, и н V) и с преобладающими линиями ионизированного углерода (C III и C IV) и иногда кислород (O III - О VI), обозначаемые соответственно WN и WC.[15] Два класса WN и WC были далее разделены на температурные последовательности WN5 – WN8 и WC6 – WC8 на основе относительной силы 541,1 нм Он II и 587,5 нм He я линий. Эмиссионные линии Вольфа – Райе часто имеют расширенное крыло поглощения (P Cygni профиль ) предполагая околозвездный материал. Последовательность WO также была отделена от последовательности WC для еще более горячих звезд, где эмиссия ионизированного кислорода преобладает над эмиссией ионизированного углерода, хотя фактические пропорции этих элементов в звездах, вероятно, будут сопоставимы.[6] Спектры WC и WO формально различают по наличию или отсутствию C III эмиссия.[16] В спектрах WC также обычно отсутствует O VI линии, сильные в спектрах WO.[17]

Спектральная последовательность WN была расширена за счет включения WN2 – WN9, а определения уточнены на основе относительной силы N III линии 463,4–464,1 нм и 531,4 нм, N IV линии 347.9–348.4 нм и 405.8 нм, а N V линии 460,3 нм, 461,9 нм и 493,3–494,4 нм.[18] Эти линии хорошо отделены от областей сильного и переменного излучения He, а сила линий хорошо коррелирует с температурой. Звезды со спектром, промежуточным между WN и Ofpe, были классифицированы как WN10 и WN11, хотя эта номенклатура не является общепринятой.[19]

Тип WN1 был предложен для звезд без N IV ни N V линий, чтобы разместить Брей 1 и Брей 66, которые оказались промежуточными между WN2 и WN2.5.[20] Относительная сила и ширина линий для каждого подкласса WN были позже определены количественно, и соотношение между 541,1 нм He II и 587,5м, He я Линии были введены в качестве основного индикатора уровня ионизации и, следовательно, спектрального подкласса. Потребность в WN1 исчезла, и Brey 1 и Brey 66 теперь классифицируются как WN3b. Несколько малоизвестные классы WN2.5 и WN4.5 были исключены.[21]

Классификация спектров WN
Спектральный ТипИсходные критерии[16]Обновленные критерии[21]Другие свойства
WN2N V слабый или отсутствуетN V и н IV отсутствующийСильный Он II, Нет, он я
WN2.5N  V присутствует, N IV отсутствующийУстаревший класс
WN3N IV ≪ N V, N III слабый или отсутствуетОн II/Он я > 10, Он II/ C IV > 5Своеобразные профили, непредсказуемые N V сила
WN4N IV ≈ N V, N III слабый или отсутствует4 <Он II/Он я <10, N V/ N III > 2C IV настоящее время
WN4.5N IV > N V, N III слабый или отсутствуетУстаревший класс
WN5N III ≈ N IV ≈ N V1,25 <Он II/Он я <8, 0,5  V/ N III < 2N IV или C IV > Он я
WN6N III ≈ N IV, N V слабый1,25 <Он II/Он я <8, 0,2  V/ N III < 0.5C IV ≈ Он я
WN7N III > N IV0,65  II/Он я < 1.25Слабый профиль P-Cyg He я, Он II > N III, С IV > Он я
WN8N III ≫ N IVОн II/Он я < 0.65Сильный профиль P-Cyg He я, Он II ≈ N III, С IV слабый
WN9N III > N II, N IV отсутствующийN III > N II, N IV отсутствующийP-Cyg профиль He я
WN10N III ≈ N IIN III ≈ N IIH Балмер, профиль P-Cyg He я
WN11N III слабый или отсутствует, N II настоящее времяN III ≈ Он II, N III слабый или отсутствует,H Балмер, профиль P-Cyg He я, Fe III настоящее время

Спектральная последовательность WC была расширена за счет включения WC4 – WC11, хотя в некоторых более старых работах также использовались WC1 – WC3. Основные эмиссионные линии, используемые для различения подтипов WC: C II 426,7 нм, С III при 569,6 нм, C III / IV465.0 нм, С IV при 580,1–581,2 нм, а O V (и O III) смешивают при 557,2–559,8 нм.[16] Последовательность была расширена, чтобы включить WC10 и WC11, и критерии подкласса были количественно определены на основе, прежде всего, относительной силы углеродных линий, чтобы полагаться на факторы ионизации, даже если были различия в содержании углерода и кислорода.[17]

Классификация спектров WC
Спектральный типИсходные критерии[16]Количественные критерии[17]Другие свойства
НачальныйВторичный
WC4C IV сильный, C II слабый, о V умеренныйC IV/ C III > 32О V/ C III > 2.5О VI слабый или отсутствует
WC5C III ≪ C IV, С III  V12,5 <С IV/ C III < 320,4 <С III/ O V < 3О VI слабый или отсутствует
WC6C III ≪ C IV, С III > O V4 <С IV/ C III < 12.51  III/ O V < 5О VI слабый или отсутствует
WC7C III  IV, С III ≫ O V1,25 <С IV/ C III < 4C III/ O V > 1.25О VI слабый или отсутствует
WC8C III > C IV, С II отсутствует, O V слабый или отсутствует0,5 <С IV/ C III < 1.25C IV/ C II > 10Он II/Он я > 1.25
WC9C III > C IV, С II присутствует, O V слабый или отсутствует0,2 <С IV/ C III < 0.50,6 <С IV/ C II < 100,15  II/Он я < 1.25
WC100,06 <С IV/ C III < 0.150,03 <С IV/ C II < 0.6Он II/Он я < 0.15
WC11C IV/ C III < 0.06C IV/ C II < 0.03Он II отсутствующий

Для звезд типа WO используются основные линии C IV при 580,1 нм, O IV при 340.0 нм, O V (и O III) смесь при 557,2–559,8 нм, O VI при 381,1–383,4 нм, O VII при 567.0 нм и O VIII при 606,8 нм. Последовательность была расширена за счет включения WO5 и количественно определена на основе относительной силы O VI/ C IV и O VI/ O V линий.[22] Более поздняя схема, разработанная для согласованности между классическими звездами WR и CSPNe, вернулась к последовательности от WO1 к WO4 и скорректировала деления.[17]

Классификация спектров WO
Спектральный типИсходные критерии[16]Количественные критерии[17]Другие свойства
НачальныйВторичный
WO1О VII ≥ O V, O VIII настоящее времяО VI/ O V > 12.5О VI/ C IV > 1.5О VII ≥ O V
WO2О VII  V, С IV  VI4  VI/ O V < 12.5О VI/ C IV > 1.5О VII ≤ O V
WO3О VII слабый или отсутствует, C IV ≈ O VI1,8  VI/ O V < 40,1  VI/ C IV < 1.5О VII ≪ O V
WO4C IV ≫ O VI0,5  VI/ O V < 1.80,03  VI/ C IV < 0.1О VII ≪ O V

Детальные современные исследования звезд Вольфа – Райе позволяют выявить дополнительные спектральные особенности, обозначенные суффиксами к основной спектральной классификации:[21]

  • ч для выделения водорода;
  • га для выделения и поглощения водорода;
  • w для слабых линий;
  • s для сильных линий;
  • б для широких сильных линий;
  • d для пыли (иногда vd, pd или ed для переменной, периодической или эпизодической пыли).[23]

Классификация спектров Вольфа – Райе усложняется тем, что звезды часто ассоциируются с плотной туманностью, пылевыми облаками или двойными спутниками. Суффикс «+ OB» используется для обозначения присутствия линий поглощения в спектре, которые могут быть связаны с более нормальной звездой-компаньоном, или «+ abs» для линий поглощения с неизвестным происхождением.[21]

Более горячие спектральные подклассы WR описываются как ранние, а более холодные - как поздние, что согласуется с другими спектральными типами. WNE и WCE относятся к спектрам раннего типа, в то время как WNL и WCL относятся к спектрам позднего типа, с разделительной линией приблизительно на подклассе шесть или семь. Звезды позднего WO-типа не существует. Звезды WNE имеют сильную тенденцию к обеднению водородом, в то время как спектры звезд WNL часто включают линии водорода.[16][24]

Спектральные типы центральных звезд планетарных туманностей квалифицируются путем заключения их в квадратные скобки (например, [WC4]). Почти все они представляют собой последовательность WC с известными звездами [WO], представляющими горячее продолжение углеродной последовательности. Есть также небольшое количество типов [WN] и [WC / WN], обнаруженных совсем недавно.[25][26][27][28] Механизм их образования пока неясен.

Температуры центральных звезд планетарной туманности имеют тенденцию к экстремальным значениям по сравнению со звездами популяции I WR, поэтому [WC2] и [WC3] являются общими, а последовательность была расширена до [WC12]. Типы [WC11] и [WC12] имеют отличительные спектры с узкими эмиссионными линиями и без He II и C IV линий.[29][30]

Нова Г.К. Персей
Г.К. Персей (Nova Persei 1901), который показал особенности Вольфа – Райе в его спектре.[5]

Некоторые сверхновые, наблюдаемые до их максимальной яркости, показывают спектры WR.[31] Это связано с природой сверхновой в этой точке: быстро расширяющийся выброс, богатый гелием, похожий на сильный ветер Вольфа – Райе. Спектральные характеристики WR длятся всего несколько часов, элементы с высокой ионизацией затухают на максимум, оставляя только слабое излучение нейтрального водорода и гелия, прежде чем они заменяются традиционным спектром сверхновых. Было предложено пометить эти спектральные типы знаком «X», например XWN5 (h).[32] По аналогии, классические новые получают спектры, состоящие из широких полос излучения, подобные звезде Вольфа – Райе. Это вызвано тем же физическим механизмом: быстрое расширение плотных газов вокруг чрезвычайно горячего центрального источника.[6]

Косые звезды

Отделение звезд Вольфа – Райе от звезд спектрального класса O аналогичной температуры зависит от существования сильных эмиссионных линий ионизированного гелия, азота, углерода и кислорода, но есть ряд звезд с промежуточными или запутанными спектральными характеристиками. Например, O-звезды с высокой светимостью могут иметь гелий и азот в своих спектрах с некоторыми линиями излучения, в то время как некоторые звезды WR имеют линии водорода, слабое излучение и даже компоненты поглощения. Этим звездам были присвоены спектральные классы, такие как O3 If∗/ WN6 и обозначаются как косая черта.[33]

Сверхгиганты класса O могут образовывать эмиссионные линии гелия и азота или эмиссионные компоненты некоторых линий поглощения. На это указывают суффикс-коды спектральных особенностей, характерные для этого типа звезд:

  • f для N iii и он ii выброс
  • ж* для излучения N и He с N iv сильнее чем N iii
  • ж+ для излучения в Si iv в дополнение к N и He
  • круглые скобки, указывающие Он ii линии поглощения вместо излучения, например (е)
  • двойные круглые скобки указывают на сильное He ii абсорбция и N iii выбросы разбавленные, например ((f+))

Эти коды также можно комбинировать с более общими квалификаторами спектрального типа, такими как p или a. Общие комбинации включают OIafpe и OIf*, и Ofpe. В 1970-х годах было признано, что существует континуум спектров от чистого класса поглощения O до однозначных типов WR, и было неясно, следует ли некоторым промежуточным звездам присваивать спектральный класс, такой как O8Iafpe или WN8-a. Для таких ситуаций была предложена косая черта, а звезде Sk − 67 ° 22 был присвоен спектральный класс O3If.*/ WN6-A.[34] Критерии выделения OIf*, OIf*Звезды / WN и WN были уточнены для единообразия. Классификация со звездочкой с косой чертой используется, когда Hβ линия имеет профиль P Cygni; это линия поглощения у сверхгигантов O и линия излучения у звезд WN. Приведены критерии для следующих спектральных типов звезд с косой чертой с использованием линий излучения азота при 463,4–464,1 нм, 405,8 нм и 460,3–462,0 нм вместе со стандартной звездой для каждого типа:[33]

Классификация косых звезд
Спектральный типСтандартная звездаКритерии
O2If*/ WN5Мельник 35N iv ≫ N iii, N v ≥ N iii
O2.5 Если*/ WN6WR 25N iv > N iii, N v  iii
O3.5 Если*/ WN7Мельник 51N iv  iii, N v ≪ N iii

Другой набор спектральных классов звезд с косой чертой используется для звезд Ofpe / WN. Эти звезды имеют спектры O сверхгигантов плюс эмиссию азота и гелия и профили P Лебедя. В качестве альтернативы их можно рассматривать как звезды WN с необычно низким уровнем ионизации и водорода.[35] Обозначение косой чертой для этих звезд было спорным, и альтернативой было расширение азотной последовательности WR до WN10 и WN11.[36] Другие авторы предпочитали использовать нотацию WNha, например WN9ha для WR 108.[37] Недавняя рекомендация - использовать спектральный тип O, такой как O8Iaf, если 447,1 нм He я линия находится в состоянии поглощения и имеет класс WR WN9h или WN9ha, если линия имеет профиль P Cygni.[33] Тем не менее, косая черта Ofpe / WN, а также классификации WN10 и WN11 продолжают широко использоваться.[38]

Выявлена ​​третья группа звезд, в спектрах которых присутствуют особенности как звезд класса O, так и звезд WR. Девять звезд в Большом Магеллановом Облаке имеют спектры, которые содержат как WN3, так и O3V, но не кажутся двойными. Многие из звезд WR в Малом Магеллановом Облаке также имеют очень ранние спектры WN плюс особенности поглощения возбуждения. Было высказано предположение, что это могло быть недостающее звено, ведущее к классическим звездам WN, или результат приливного разрыва маломассивного компаньона.[39]

Номенклатура

Туманность Киля вокруг звезды Вольфа – Райе WR 22
WR 22 в Туманность Киля

Первые три идентифицированные звезды Вольфа – Райе, по совпадению все с горячими О-компаньонами, уже были пронумерованы в таблице. Каталог HD. Эти и другие звезды были названы звездами Вольфа – Райе с момента их первоначального открытия, но конкретные соглашения об именах для них не были созданы до 1962 года в «четвертом» каталоге галактических звезд Вольфа – Райе.[40] Первые три каталога не были конкретными списками звезд Вольфа – Райе и использовали только существующую номенклатуру.[41][42][43] В четвертом каталоге звезды Вольфа – Райе пронумерованы последовательно в порядке возрастания. прямое восхождение. В пятом каталоге использовались те же номера с префиксом MR после автора четвертого каталога, а также дополнительная последовательность номеров с префиксом LS для новых открытий.[18] Ни одна из этих схем нумерации не используется широко.

Шестой Каталог галактических звезд Вольфа – Райе был первым, кто на самом деле носил это имя, а также описывал под этим именем предыдущие пять каталогов. Он также ввел числа WR, широко используемые с тех пор для галактических звезд WR. Это снова числовая последовательность от WR 1 до WR 158 в порядке прямого восхождения.[44] Седьмой каталог и приложение к нему используют ту же схему нумерации и вставляют новые звезды в последовательность, используя суффиксы строчных букв, например WR 102ka для одной из многочисленных звезд WR, обнаруженных в центре Галактики.[16][45] В современных крупных идентификационных исследованиях используются собственные схемы нумерации для большого количества новых открытий.[46] An IAU рабочая группа приняла рекомендации по расширению системы нумерации из Каталога галактических звезд Вольфа – Райе, чтобы для дополнительных открытий давалось ближайшее существующее число WR плюс числовой суффикс в порядке открытия. Это относится ко всем открытиям, сделанным после приложения 2006 г., хотя некоторые из них уже были названы в соответствии с предыдущей номенклатурой; таким образом WR 42e теперь имеет номер WR 42-1.[47]

Звезды Вольфа – Райе во внешних галактиках нумеруются по разным схемам. в Большое Магелланово Облако, наиболее распространенная и полная номенклатура звезд WR - от Четвертый каталог звезд Вольфа – Райе населения I в Большом Магеллановом Облаке, с префиксом BAT-99, например БАТ-99 105.[48] Многие из этих звезд также имеют третий каталожный номер, например Брей 77.[49] По состоянию на 2018 год в LMC каталогизировано 154 звезды WR, в основном WN, но в том числе около двадцати трех WC, а также три чрезвычайно редкого класса WO.[39][50] Многие из этих звезд часто обозначаются номерами RMC (Магелланово Облако обсерватории Рэдклиффа), которые часто обозначают просто R, например R136a1.

в Малое Магелланово Облако Используются номера SMC WR, обычно называемые номерами AB, например AB7.[51] В SMC известно всего двенадцать звезд WR, и считается, что это очень низкое число из-за низкого металличность этой галактики[52][53][54]

Характеристики

Звезды Вольфа – Райе - нормальная стадия эволюции очень массивных звезд, на которой сильные, широкие эмиссионные линии гелия и азота (последовательность «WN»), углерода (последовательность «WC») и кислорода (последовательность «WO»). Благодаря сильным эмиссионным линиям их можно идентифицировать в близлежащих галактиках. Около 500 Wolf – Rayets каталогизированы в нашем собственном каталоге. Млечный путь.[16][45][46] Это число резко изменилось за последние несколько лет в результате фотометрических и спектроскопических исследований в ближнем инфракрасном диапазоне, посвященных обнаружению такого типа объектов в Галактический самолет.[55] Ожидается, что в остальной части региона будет менее 1000 звезд WR. Местная группа галактик, из которых около 166 известно в Магеллановы облака,[39] 206 дюйм M33,[56] и 154 в M31.[57] За пределами местной группы обзоры целых галактик обнаружили еще тысячи звезд и кандидатов WR. Например, в M101 было обнаружено более тысячи звезд WR с величиной от 21 до 25.[58] Ожидается, что звезды WR будут особенно распространены в звездообразования галактики и особенно Галактики Вольфа – Райе.[59]

Характерные эмиссионные линии образуются в протяженной и плотной области высокоскоростного ветра, охватывающей очень горячие звезды. фотосфера, что приводит к потоку УФ излучение, вызывающее флуоресценцию в области ветров, образующих линии.[14] В ходе этого процесса выталкивания сначала обнаруживаются богатые азотом продукты Цикл CNO горение водорода (звезды WN), а затем и богатого углеродом слоя из-за Он горит (Звезды типа WC и WO).[12]

Физические свойства звезд I WN галактического населения[24][60][61]
Spectral
тип		Температура
(K)		Радиус
(р☉)		Масса
(M☉)		Яркость
(L☉)		Абсолютное
величина		Пример
WN2141,0000.8916280,000-2.6WR 2
WN385,0002.319220,000-3.2WR 46
WN470,0002.315200,000-3.8WR 1
WN560,0003.715160,000-4.4WR 149
WN5h50,000202005,000,000-8.0R136a1
WN656,0005.718160,000-5.1CD Crucis
WN6h45,00025743,300,000-7.5NGC 3603-A1
WN750,0006.021350,000-5.7WR 120
WN7h45,00023522,000,000-7.2WR 22
WN8h40,00022391,300,000-7.2WR 124
WN9h35,0002333940,000-7.1WR 102ea

Видно, что звезды WNh полностью отличаются от звезд WN без водорода. Несмотря на схожие спектры, они намного массивнее, крупнее и являются одними из самых ярких известных звезд. Они были обнаружены еще на WN5h в Магеллановы облака. Азот, видимый в спектре звезд WNh, по-прежнему является продуктом Цикл CNO термоядерного синтеза в ядре, но он появляется на поверхности самых массивных звезд из-за вращательного и конвективного перемешивания, пока все еще находится в фазе горения водорода в ядре, а не после того, как внешняя оболочка теряется во время синтеза гелия в ядре.[13]

Физические свойства звезд I WO / C галактического населения
Spectral
тип		Температура
(K)[62]		Радиус
(р☉)[62]		Масса
(M☉)[62]		Яркость
(L☉)[62]		Абсолютное
величина		Пример
WO2200,0000.719630,000-1.7[62]WR 142
WC4117,0000.910158,000-4.0[62]WR 143
WC583,0003.212398,000-4.1[14]Theta Muscae
WC678,0003.614501,000-4.3[62]WR 45
WC771,0004.011398,000-4.2[14]WR 86
WC860,0006.311398,000-4.5[14]Гамма Велюр
WC944,0008.710251,000-6.1[62]WR 104

Некоторые звезды Вольфа – Райе углеродной последовательности («WC»), особенно принадлежащие к последним типам, заметны благодаря образованию в них пыль. Обычно это происходит с теми, кто принадлежит двоичные системы как продукт столкновения звездные ветры образуя пару,[16] как в случае знаменитого двоичного файла WR 104; однако этот процесс происходит и с одиночными.[14]

Несколько (примерно 10%) центральных звезд планетарные туманности несмотря на их гораздо меньшую (обычно ~ 0,6 солнечной) массу, также относятся к типу WR по наблюдениям; то есть они показывают спектры эмиссионных линий с широкими линиями гелия, углерода и кислорода.Обозначаемые [WR], это гораздо более старые объекты, произошедшие от эволюционировавших маломассивных звезд и тесно связанные с белые карлики, а не очень молодым, очень массивным население I звезды, составляющие основную часть класса WR.[63] Сейчас они обычно исключены из класса, обозначаемого как звезды Вольфа – Райе или называемого звездами типа Вольфа – Райе.[24]

Металличность

Число и свойства звезд Вольфа – Райе меняются в зависимости от химического состава их звезд-прародителей. Основным фактором этого различия является скорость потери массы при разных уровнях металличности. Более высокая металличность приводит к большой потере массы, что влияет на эволюцию массивных звезд, а также на свойства звезд Вольфа – Райе. Более высокие уровни потери массы приводят к тому, что звезды теряют свои внешние слои до того, как железное ядро ​​развивается и коллапсирует, так что более массивные красные сверхгиганты эволюционируют до более высоких температур, прежде чем взорваться как сверхновая, а самые массивные звезды никогда не становятся красными сверхгигантами. На стадии Вольфа – Райе более высокая потеря массы приводит к более сильному истощению слоев вне конвективного ядра, более низкому содержанию водорода на поверхности и более быстрому удалению гелия с образованием спектра WC.

Эти тенденции можно наблюдать в различных галактиках местной группы, где металличность меняется от околосолнечных уровней в Млечном Пути, несколько ниже в M31, еще ниже в Большом Магеллановом Облаке и намного ниже в Малом Магеллановом Облаке. Сильные вариации металличности наблюдаются в отдельных галактиках: M33 и Млечный Путь показывают более высокую металличность ближе к центру, а M31 показывает более высокую металличность в диске, чем в гало. Таким образом, видно, что SMC имеет мало звезд WR по сравнению с его скоростью звездообразования и вообще не имеет звезд WC (одна звезда имеет спектральный класс WO), Млечный Путь имеет примерно равное количество звезд WN и WC и большое общее количество звезд Звезды WR и другие главные галактики имеют несколько меньше звезд WR и больше WN, чем типы WC. LMC, и особенно SMC, Wolf – Rayets имеют более слабую эмиссию и тенденцию к более высоким фракциям атмосферного водорода. Звезды SMC WR почти всегда показывают линии водорода и даже линии поглощения даже на самых ранних спектральных классах из-за более слабых ветров, не полностью маскирующих фотосферу.[64]

Максимальная масса звезды главной последовательности, которая может пройти через фазу красного сверхгиганта и вернуться в звезду WNL, по расчетам составляет около 20.M☉ в Млечном Пути, 32M☉ в БМО и более 50M☉ в SMC. Более развитые стадии WNE и WC достигаются только звездами с начальной массой более 25M☉ при околосолнечной металличности более 60M☉ в БМО. Ожидается, что нормальная эволюция одиночных звезд не приведет к образованию звезд WNE или WC с металличностью SMC.[65]

Вращение

Хаббл обнаружил огромный газовый диск вокруг уникальной массивной звезды
Художественная иллюстрация газового диска вокруг огромного водородного массива WR 122

На потерю массы влияет скорость вращения звезды, особенно сильно при низкой металличности. Быстрое вращение способствует перемешиванию ядер продуктов ядерного синтеза через остальную часть звезды, увеличивая поверхностное содержание тяжелых элементов и вызывая потерю массы. Вращение заставляет звезды оставаться на главной последовательности дольше, чем невращающиеся звезды, быстрее эволюционировать от фазы красных сверхгигантов или даже эволюционировать непосредственно от главной последовательности к более высоким температурам для очень больших масс, высокой металличности или очень быстрого вращения.

Потеря звездной массы вызывает потерю углового момента, и это быстро тормозит вращение массивных звезд. Очень массивные звезды с металличностью, близкой к солнечной, должны тормозиться почти до полной остановки, все еще находясь на главной последовательности, в то время как при металличности SMC они могут продолжать быстро вращаться даже при самых высоких наблюдаемых массах. Быстрое вращение массивных звезд может объяснить неожиданные свойства и количество звезд SMC WR, например их относительно высокие температуры и светимости.[64]

Двоичные файлы

Массивные звезды в двойных системах могут развиваться в звезды Вольфа – Райе из-за разрыва спутника, а не врожденной потери массы из-за звездного ветра. Этот процесс относительно нечувствителен к металличности или вращению отдельных звезд и, как ожидается, приведет к появлению последовательного набора звезд WR во всех галактиках местной группы. В результате доля звезд WR, образующихся через двойной канал, и, следовательно, количество звезд WR, наблюдаемых в двойных системах, должно быть выше в условиях низкой металличности. Расчеты показывают, что двойная доля звезд WR, наблюдаемых в SMC, должна достигать 98%, хотя на самом деле наблюдаются менее половины с массивным компаньоном. В соответствии с теоретическими расчетами двойная доля в Млечном Пути составляет около 20%.[66]

Туманности

LHA 115 - N76A
AB7 образует одну из самых высоких возбуждающих туманностей в Магеллановы облака.
Основная статья: Туманность Вольфа – Райе

Значительная часть звезд WR окружена туманностью, связанной непосредственно со звездой, а не только нормальной фоновой туманностью, связанной с любой массивной областью звездообразования, и не туманностью. планетарная туманность сформированный пост-AGB звезда. Туманность представляет собой множество форм, и ее классификация затруднена. Многие из них изначально были каталогизированы как планетарные туманности и иногда только тщательное исследование с использованием нескольких длин волн может отличить планетарную туманность вокруг маломассивной звезды post-AGB от туманности аналогичной формы вокруг более массивной звезды, горящей гелием.[65][67]

Галактики Вольфа – Райе

Основная статья: Галактика Вольфа – Райе

Галактика Вольфа – Райе - это разновидность звездообразование галактика где существует достаточное количество звезд WR, чтобы их характерные спектры линий излучения становились видимыми в общем спектре галактики.[68] В частности, широкая эмиссионная характеристика из-за 468,6 нм He ii а близкие спектральные линии - определяющая характеристика галактики Вольфа – Райе. Относительно короткое время жизни звезд WR означает, что звездообразования в таких галактиках должно было длиться менее миллиона лет и происходить в течение последних нескольких миллионов лет, иначе излучение WR было бы затоплено большим количеством других светящихся звезд.[69]

Эволюция

Теории о том, как звезды WR образуются, развиваются и умирают, формировались медленно по сравнению с объяснением менее экстремальных звездная эволюция. Они редки, далеки и часто скрыты, и даже в 21 веке многие аспекты их жизни остаются неясными.

История

Хотя звезды Вольфа-Райе были четко определены как необычный и особый класс звезд с 19 века,[70] природа этих звезд была неопределенной до конца 20 века. До 1960-х годов даже классификация звезд WR была крайне неопределенной, а их природа и эволюция были практически неизвестны. Очень похожий внешний вид центральных звезд планетарных туманностей (CSPNe) и гораздо более ярких классических звезд WR способствовал неопределенности.[71]

Примерно к 1960 году различие между CSPNe и массивными светящимися классическими звездами WR стало более четким. Исследования показали, что это были маленькие плотные звезды, окруженные обширным околозвездным материалом, но еще не ясно, был ли материал вытеснен из звезды или сжимался на ней.[72][73] Было признано необычное содержание азота, углерода и кислорода, а также недостаток водорода, но причины оставались неясными.[74] Было признано, что звезды WR были очень молодыми и очень редкими, но все еще оставалось открытым вопрос о том, эволюционируют ли они в сторону главной последовательности или от нее.[75][76]

К 1980-м годам звезды WR были признаны потомками массивных звезд OB, хотя их точное эволюционное состояние по отношению к главной последовательности и другим развитым массивным звездам все еще оставалось неизвестным.[77] Теории о том, что преобладание звезд WR в массивных двойных системах и отсутствие в них водорода может быть связано с гравитационным разрывом, в значительной степени игнорировались или отвергались.[78] Звезды WR были предложены в качестве возможных предков сверхновых, и особенно недавно открытых сверхновых типа Ib, лишенных водорода, но, очевидно, связанных с молодыми массивными звездами.[77]

К началу 21-го века звезды WR в основном считались массивными звездами, которые исчерпали свой водород в ядре, покинули главную последовательность и выбросили большую часть своей атмосферы, оставив после себя небольшое горячее ядро ​​из гелия и более тяжелых продуктов термоядерного синтеза.[79][80]

Текущие модели

Синий пузырь в Карине
WR 31a окружен синим пузырьковая туманность созданный мощным звездный ветер воздействие на материал, выброшенный на более ранних этапах жизни звезды (Благодарность ЕКА / Хаббла и НАСА: Джуди Шмидт)

Большинство звезд WR, классическое население I типа, теперь понимается как естественная стадия эволюции наиболее массивных звезд (не считая менее распространенных центральных звезд планетарных туманностей), либо после периода в качестве красного сверхгиганта, либо после периода в виде голубого сверхгиганта или непосредственно от самых массивных звезд главной последовательности. Ожидается, что только красные сверхгиганты с меньшей массой взорвутся как сверхновые на этой стадии, в то время как более массивные красные сверхгиганты вернутся к более высоким температурам по мере того, как они испускают свои атмосферы. Некоторые из них взрываются, находясь на стадии желтого гипергиганта или LBV, но многие становятся звездами Вольфа – Райе.[81] Они потеряли или сожгли почти весь свой водород и теперь в конце своей жизни синтезируют гелий в своих ядрах или более тяжелые элементы на очень короткий период.[81]

Массивные звезды главной последовательности создают очень горячее ядро, которое очень быстро сплавляет водород посредством процесса CNO и приводит к сильной конвекции по всей звезде. Это вызывает смешивание гелия с поверхностью, процесс, который усиливается вращением, возможно, дифференциальным вращением, когда ядро ​​раскручивается до более быстрого вращения, чем поверхность. Такие звезды также демонстрируют увеличение содержания азота на поверхности в очень молодом возрасте, вызванное изменениями в пропорциях углерода и азота из-за цикла CNO. Увеличение содержания тяжелых элементов в атмосфере, а также увеличение светимости создают сильные звездные ветры, которые являются источником спектров линий излучения. Эти звезды развивают спектр Of *, если они достаточно горячие, который переходит в спектр WNh по мере дальнейшего увеличения звездных ветров. Это объясняет высокую массу и яркость звезд WNh, которые все еще сжигают водород в ядре и немного потеряли свою первоначальную массу. В конечном итоге они будут расширяться до голубых сверхгигантов (LBV?), Поскольку водород в ядре истощается, или, если перемешивание достаточно эффективно (например, за счет быстрого вращения), они могут перейти непосредственно к звездам WN без водорода.

Звезды WR скорее всего закончат свою жизнь насильственно, чем превратятся в белого карлика. Таким образом, каждая звезда с начальной массой, более чем примерно в 9 раз превышающей Солнце, неизбежно приведет к взрыву сверхновой, многие из которых произошли на стадии WR.[24][81][82]

Простая прогрессия звезд WR от низких до высоких температур, приводящая, наконец, к звездам типа WO, не подтверждается наблюдениями. Звезды типа WO крайне редки, и все известные примеры более ярки и массивны, чем относительно обычные звезды WC. Альтернативные теории предполагают, что звезды типа WO образуются только из самых массивных звезд главной последовательности,[14] и / или что они образуют чрезвычайно короткоживущую конечную стадию всего за несколько тысяч лет до взрыва, причем фаза WC соответствует ядру горение гелия фазы и фазы WO к последующим этапам ядерного сжигания. До сих пор неясно, является ли спектр WO исключительно результатом эффектов ионизации при очень высокой температуре, отражает реальную разницу в химическом содержании, или оба эффекта проявляются в разной степени.[81][83][84][85]

Схема эволюции звезд по начальной массе (при металличности Солнца)
Начальная масса (M☉)Эволюционная последовательностьСверхновая звезда Тип
60+O → Of → WNh ↔ LBV → [WNL]IIn
45–60O → WNh → LBV / WNE? → WOIb / c
20–45O → RSG → WNE → WCIb
15–20O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (синие петли)II-L (или IIb)
8–15B → RSGII-P

Ключ:

Звезды Вольфа – Райе формируются из массивных звезд, хотя эволюционировавшие звезды популяции I потеряли половину или более своих первоначальных масс к тому времени, когда они проявляют вид WR. Например, γ2 Велюр А в настоящее время имеет массу примерно в 9 раз больше Солнца, но в начале имеет массу, по крайней мере, в 40 раз превышающую массу Солнца.[86] Звезды с большой массой очень редки, потому что они реже образуются и имеют короткую жизнь. Это означает, что сами звезды Вольфа – Райе чрезвычайно редки, потому что они формируются только из самых массивных звезд главной последовательности и потому, что они являются относительно короткоживущей фазой в жизни этих звезд. Это также объясняет, почему сверхновые типа Ibc менее распространены, чем сверхновые типа II, поскольку они возникают из-за более массивных звезд.

Звезды WNh, спектроскопически похожие, но на самом деле гораздо менее развитая звезда, которая только начала испускать свою атмосферу, являются исключением и все еще сохраняют большую часть своей начальной массы. В самые массивные звезды в настоящее время известны все звезды WNh, а не звезды главной последовательности O-типа, что является ожидаемой ситуацией, поскольку такие звезды показывают гелий и азот на поверхности всего через несколько тысяч лет после их образования, возможно, до того, как они станут видимыми через окружающее газовое облако. Альтернативное объяснение состоит в том, что эти звезды настолько массивны, что не могут образоваться как нормальные звезды главной последовательности, а являются результатом слияния менее экстремальных звезд.[87]

Трудности моделирования наблюдаемых чисел и типов звезд Вольфа – Райе посредством эволюции одиночных звезд привели к теориям, что они формируются посредством двойных взаимодействий, которые могут ускорить потерю внешних слоев звезды за счет массообмена. WR 122 Это потенциальный пример, у которого есть плоский газовый диск, окружающий звезду, шириной почти 2 триллиона миль, и может иметь звезду-компаньон, которая обнажила внешнюю оболочку.[88]

Сверхновые

Основная статья: сверхновая звезда

Существует широко распространенное подозрение, что многие предки сверхновых типа Ib и типа Ic являются звездами WR, хотя окончательной идентификации такого предка не проводилось.

В спектрах сверхновых типа Ib отсутствуют линии водорода. В спектрах более распространенных сверхновых типа Ic отсутствуют линии водорода и гелия. Ожидаемые предшественники таких сверхновых - массивные звезды, у которых, соответственно, отсутствуют водород во внешних слоях или отсутствуют водород и гелий. Звезды WR - именно такие объекты. Во всех звездах WR отсутствует водород, а в некоторых звездах WR, особенно в группе WO, гелий также сильно обеднен. Ожидается, что звезды WR испытают коллапс ядра, когда они образуют железное ядро, и в результате взрывы сверхновых будут типа Ib или Ic. В некоторых случаях возможно, что при прямом коллапсе ядра в черную дыру не будет видимого взрыва.[89]

Звезды WR очень светятся из-за их высоких температур, но визуально не ярки, особенно самые горячие образцы, которые, как ожидается, составят большинство предков сверхновых. Теория предполагает, что предшественники сверхновых типа Ibc, наблюдаемые на сегодняшний день, не будут достаточно яркими, чтобы их можно было обнаружить, хотя они накладывают ограничения на свойства этих предшественников.[84] Возможная звезда-прародитель, которая исчезла в месте взрыва сверхновой. iPTF13bvn может быть одна звезда WR,[90] хотя другие исследования предпочитают менее массивную двойную систему с лишенной звездой или гелиевым гигантом.[91][92] Единственный другой возможный предок сверхновой WR - это SN 2017ein, и снова неясно, является ли прародитель одиночной массивной звездой WR или двойной системой.[93]

Примеры

Безусловно, наиболее заметным примером звезды Вольфа – Райе является γ2 Велюр (WR 11), которая является яркой звездой невооруженного глаза для тех, кто расположен к югу от 40 градусов северной широты. широта, хотя большая часть света исходит от гигантского компаньона O7.5. Из-за экзотичности спектра (яркий эмиссионные линии вместо тьмы линии поглощения ) его называют «Призрачной жемчужиной южного неба». Единственная другая звезда Вольфа – Райе ярче 6 звездной величины - это θ Muscae (WR 48), тройная звезда с двумя спутниками класса О. Оба звезды WC. "Бывшая" звезда WR WR 79a (HR 6272 ) ярче 6 звездной величины, но теперь считается своеобразным сверхгигантом O8 с сильным излучением. Следующая по яркости с блеском 6,4 - это WR 22, массивный двоичный файл с примитивом WN7h.[16]

Самая массивная и самая яркая звезда, известная в настоящее время, R136a1, также является звездой Вольфа – Райе типа WNh, которая все еще синтезирует водород в своем ядре. Этот тип звезд, в который входят многие самый яркий и самый массовый stars, очень молодой и обычно находится только в центре самых плотных звездных скоплений. Иногда сбежавшие звезды WNh, такие как ВФТС 682 находится вне таких скоплений, вероятно, выброшенных из кратной системы или в результате взаимодействия с другими звездами.

Примером тройной звездной системы, содержащей двойную Вольф-Райе, является Апеп. Он выделяет огромное количество углеродной пыли, вызванной их сильными звездными ветрами. Когда две звезды вращаются вокруг друг друга, пыль окутывается светящимся черным хвостом.

гигантская тлеющая звезда
HD 184738, также известный как звезда Кэмпбелла. На самом деле это планетарная туманность, а центральная звезда - старая маломассивная звезда, в отличие от основного класса массивных звезд Вольфа – Райе.[94]

Лишь небольшая часть планетарных туманностей имеет центральные звезды типа WR, но у значительного числа хорошо известных планетарных туманностей они есть.

Планетарные туманности с центральными звездами типа WR[95]
Планетарная туманностьТип центральной звезды
NGC 2452[WO1]
NGC 2867[WO2]
NGC 5189 (Спиральная планетарная туманность)[WO1]
NGC 2371-2[WO1]
NGC 5315[WO4]
NGC 40[WC8]
NGC 7026[WO3]
NGC 1501[WO4]
NGC 6751[WO4]
NGC 6369 (Маленькая туманность Призрак)[WO3]
MyCn18 (Туманность Песочные часы)[ТУАЛЕТ]-PG1159

Рекомендации

  1. ^ Мурдин, П. (2001). "Вольф, Чарльз Дж. Э (1827-1918)". Энциклопедия астрономии и астрофизики. п. 4101. Bibcode:2000eaa..bookE4101.. ISBN  978-0333750889.
  2. ^ Huggins, W .; Хаггинс, миссис (1890). "О ярких линиях Вольфа и Райе в Лебеде". Труды Лондонского королевского общества. 49 (296–301): 33–46. Дои:10.1098 / rspl.1890.0063. S2CID  120014472.
  3. ^ Фаулер, А. (1912). «Водород. Спектр. Наблюдения основной и других серий линий в». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 73 (2): 62–105. Bibcode:1912МНРАС..73 ... 62Ф. Дои:10.1093 / минрас / 73.2.62.
  4. ^ Райт, У. Х. (1914). «Связь между звездами Вольфа – Райе и планетарными туманностями». Астрофизический журнал. 40: 466. Bibcode:1914ApJ .... 40..466Вт. Дои:10.1086/142138.
  5. ^ а б Билс, К.С. (1929). «О природе излучения Вольфа – Райе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 90 (2): 202–212. Bibcode:1929МНРАС..90..202Б. Дои:10.1093 / минрас / 90.2.202.
  6. ^ а б c Билс, С. С. (1940). «О физических характеристиках звезд Вольфа – Райе и их связи с другими объектами раннего типа (с пластинами VIII, IX)». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 34: 169. Bibcode:1940JRASC..34..169B.
  7. ^ Билс, К.С. (1930). "Звезды Вольфа – Райе". Publ. Астрофизическая обсерватория Доминион. 4: 271–301. Bibcode:1930PDAO .... 4..271B.
  8. ^ Билс, К. С. (1933). «Классификация и температуры звезд Вольфа – Райе». Обсерватория. 56: 196–197. Bibcode:1933Обс .... 56..196Б.
  9. ^ Качели, П. (1942). "Спектры звезд Вольфа – Райе и связанных с ними объектов". Астрофизический журнал. 95: 112. Bibcode:1942ApJ .... 95..112S. Дои:10.1086/144379.
  10. ^ Starrfield, S .; Cox, A.N .; Кидман, Р. Б .; Пенснелл, В. Д. (1985). «Анализ нерадиальных пульсаций центральной звезды планетарной туманности К1-16». Астрофизический журнал. 293: L23. Bibcode:1985ApJ ... 293L..23S. Дои:10.1086/184484.
  11. ^ а б Сандулек, Н. (1971). «О звездах с сильной эмиссией O VI». Астрофизический журнал. 164: L71. Bibcode:1971ApJ ... 164L..71S. Дои:10.1086/180694.
  12. ^ а б Barlow, M. J .; Хаммер, Д. Г. (1982). "Звезды WO Wolf – Rayet". Звезды Вольфа – Райе: наблюдения, физика, эволюция; Материалы симпозиума, Косумель, Мексика. 99. С. 387–392. Bibcode:1982IAUS ... 99..387B. Дои:10.1007/978-94-009-7910-9_51. ISBN  978-90-277-1470-1.
  13. ^ а б Смит, Натан; Конти, Питер С. (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. Дои:10.1086/586885. S2CID  15529810.
  14. ^ а б c d е ж грамм Сандер, А .; Hamann, W.-R .; Тодт, Х. (2012). «Галактические звезды WC». Астрономия и астрофизика. 540: A144. arXiv:1201.6354. Bibcode:2012A & A ... 540A.144S. Дои:10.1051/0004-6361/201117830. S2CID  119182468.
  15. ^ Билс, К. С. (1933). «Классификация и температуры звезд Вольфа – Райе». Обсерватория. 56: 196. Bibcode:1933Обс .... 56..196Б.
  16. ^ а б c d е ж грамм час я j Ван дер Хухт, Карел А. (2001). «VII каталог галактических звезд Вольфа – Райе». Новые обзоры астрономии. 45 (3): 135–232. Bibcode:2001Новый..45..135V. Дои:10.1016 / S1387-6473 (00) 00112-3.
  17. ^ а б c d е Crowther, P.A .; De Marco, O .; Барлоу, М. Дж. (1998). «Количественная классификация звезд WC и WO». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 296 (2): 367–378. Bibcode:1998МНРАС.296..367С. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.01360.x. ISSN  0035-8711.
  18. ^ а б Смит, Линдси Ф. (1968). «Пересмотренная система спектральной классификации и новый каталог галактических звезд Вольфа – Райе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 138: 109–121. Bibcode:1968МНРАС.138..109С. Дои:10.1093 / mnras / 138.1.109.
  19. ^ Crowther, P.A .; Смит, Л. Дж. (1997). «Фундаментальные параметры звезд Вольфа – Райе. VI. Звезды WNL в Большом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика. 320: 500. Bibcode:1997А и А ... 320..500С.
  20. ^ Конти, Питер С .; Мэсси, Филипп (1989). «Спектроскопические исследования звезд Вольфа – Райе. IV - Оптическая спектрофотометрия эмиссионных линий галактик и звезд Большого Магелланова Облака». Астрофизический журнал. 337: 251. Bibcode:1989ApJ ... 337..251C. Дои:10.1086/167101.
  21. ^ а б c d Смит, Л. Ф .; Михаил м., С .; Моффат, А. Ф. Дж. (1996). «Трехмерная классификация звезд WN». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 281 (1): 163–191. Bibcode:1996МНРАС.281..163С. Дои:10.1093 / mnras / 281.1.163.
  22. ^ Kingsburgh, R.L .; Barlow, M. J .; Стори, П. Дж. (1995). «Свойства звезд WO Вольфа – Райе». Астрономия и астрофизика. 295: 75. Bibcode:1995 A&A ... 295 ... 75K. ISSN  0004-6361.
  23. ^ Smith, J. D. T .; Хаук, Дж. Р. (2001). "Спектральный обзор в среднем инфракрасном диапазоне галактических звезд Вольфа – Райе". Астрономический журнал. 121 (4): 2115–2123. Bibcode:2001AJ .... 121.2115S. Дои:10.1086/319968.
  24. ^ а б c d Кроутер, Пол А. (2007). «Физические свойства звезд Вольфа – Райе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 45 (1): 177–219. arXiv:astro-ph / 0610356. Bibcode:2007ARA & A..45..177C. Дои:10.1146 / annurev.astro.45.051806.110615. S2CID  1076292.
  25. ^ Todt, H .; и другие. (2010). «Центральная звезда планетарной туманности PB 8: ветер типа Вольфа – Райе необычного химического состава WN / WC». Астрономия и астрофизика. 515: A83. arXiv:1003.3419. Bibcode:2010A&A ... 515A..83T. Дои:10.1051/0004-6361/200912183. S2CID  118684886.
  26. ^ Miszalski, B .; и другие. (2012). «IC 4663: первая недвусмысленная [WN] центральная звезда Вольфа – Райе планетарной туманности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 423 (1): 934–947. arXiv:1203.3303. Bibcode:2012МНРАС.423..934М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.20929.x. S2CID  10264296.
  27. ^ Todt, H .; и другие. (2013). «Abell 48 - редкая центральная звезда типа WN планетарной туманности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 430 (3): 2301–2312. arXiv:1301.1944. Bibcode:2013МНРАС.430.2302Т. Дои:10.1093 / mnras / stt056. S2CID  118527324.
  28. ^ Фрю, Дэвид Дж .; и другие. (2014). «Планетарная туманность Abell 48 и ее [WN] ядро». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 440 (2): 1345–1364. arXiv:1301.3994. Bibcode:2014МНРАС.440.1345Ф. Дои:10.1093 / mnras / stu198. S2CID  118489305.
  29. ^ Хаманн, W.-R. (1997). "Спектры центральных звезд типа Вольфа – Райе и их анализ (Приглашенный обзор)". Материалы 180-го симпозиума Международного астрономического союза. Kluwer Academic Publishers. п. 91. Bibcode:1997IAUS..180 ... 91H.
  30. ^ Хаманн, Вольф-Райнер (1996). «Спектральный анализ и модельные атмосферы центральных звезд WR (Приглашенный доклад)». Астрофизика и космическая наука. 238 (1): 31. Bibcode:1996Ap и SS.238 ... 31H. Дои:10.1007 / BF00645489 (неактивно 2020-10-10).CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на октябрь 2020 г. (связь)
  31. ^ Лю, Q.-Z .; Hu, J.-Y .; Hang, H.-R .; Qiu, Y.-L .; Zhu, Z.-X .; Цяо, Q.-Y. (2000). «Сверхновая 1998S в NGC 3877: еще одна сверхновая с элементами звезды Вольфа – Райе в предмаксимальном спектре» (PDF). Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 144 (2): 219–225. Bibcode:2000A и AS..144..219L. Дои:10.1051 / aas: 2000208.
  32. ^ Гро, Хосе Х. (2014). «Ранние спектры сверхновых звезд и их ветров-предшественников». Астрономия. 572: L11. arXiv:1408.5397. Bibcode:2014A & A ... 572L..11G. Дои:10.1051/0004-6361/201424852. S2CID  118935040.
  33. ^ а б c Crowther, Paul A .; Уолборн, Нолан Р. (2011). «Спектральная классификация звезд O2-3.5 If * / WN5-7». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 416 (2): 1311. arXiv:1105.4757. Bibcode:2011МНРАС.416.1311С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2011.19129.x. S2CID  118455138.
  34. ^ Уолборн, Н. Р. (1982). «Звезды О3». Астрофизический журнал. 254: L15. Bibcode:1982ApJ ... 254L..15 Вт. Дои:10.1086/183747.
  35. ^ Уолборн, Н. Р. (1982). «Околозвездные оболочки Ofpe / WN9 в Большом Магеллановом Облаке». Астрофизический журнал. 256: 452. Bibcode:1982ApJ ... 256..452Вт. Дои:10.1086/159922.
  36. ^ Smith, L.J .; Crowther, P.A .; Приня, Р. К. (1994). «Исследование светящейся голубой переменной кандидата He 3-519 и окружающей ее туманности». Астрономия и астрофизика. 281: 833. Bibcode:1994A&A ... 281..833S.
  37. ^ Crowther, P.A .; Боханнан, Б. (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.
  38. ^ Вамватира-Наку, C .; Hutsemékers, D .; Royer, P .; Кокс, Н. Л. Дж .; Nazé, Y .; Rauw, G .; Waelkens, C .; Гроеневеген, М.А.Т. (2015). "Вид Гершеля на туманность вокруг светящейся голубой переменной звезды AG Carinae". Астрономия и астрофизика. 578: A108. arXiv:1504.03204. Bibcode:2015A & A ... 578A.108V. Дои:10.1051/0004-6361/201425090. S2CID  119160088.
  39. ^ а б c Нойджент, Кэтрин Ф; Мэсси, Филипп; Моррелл, Нидия (2018). «Современные поиски звезд Вольфа – Райе в Магеллановых облаках. IV. Заключительная перепись». Астрофизический журнал. 863 (2): 181. arXiv:1807.01209. Bibcode:2018ApJ ... 863..181N. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aad17d. S2CID  118988083.
  40. ^ Робертс, М. С. (1962). «Галактическое распределение звезд Вольфа – Райе». Астрономический журнал. 67: 79. Bibcode:1962AJ ..... 67 ... 79R. Дои:10.1086/108603.
  41. ^ Кэмпбелл, У. У. (1895). «Звезды, в спектрах которых присутствуют как яркие, так и темные линии водорода». Астрофизический журнал. 2: 177. Bibcode:1895ApJ ..... 2..177C. Дои:10.1086/140127.
  42. ^ Гапошкин, Сесилия Пейн (1930). Звезды высокой яркости. Монографии Гарвардской обсерватории. 3. п. 1. Bibcode:1930 Хармо ... 3 .... 1P.
  43. ^ Флеминг, Уильямина Патон Стивенс; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1912). «Звезды с своеобразным спектром». Летопись астрономической обсерватории Гарвардского колледжа. 56 (6): 165. Bibcode:1912AnHar..56..165F.
  44. ^ Van Der Hucht, Karel A .; Конти, Питер С .; Лундстрем, Ингемар; Стенхольм, Бьорн (1981). «Шестой каталог галактических звезд Вольфа – Райе, их прошлого и настоящего». Обзоры космической науки. 28 (3): 227–306. Bibcode:1981ССРв ... 28..227В. Дои:10.1007 / BF00173260. S2CID  121477300.
  45. ^ а б Ван дер Хухт, К. А. (2006). «Новые галактические звезды Вольфа – Райе и кандидаты». Астрономия и астрофизика. 458 (2): 453–459. arXiv:Astro-ph / 0609008. Bibcode:2006 А и А ... 458..453В. Дои:10.1051/0004-6361:20065819. S2CID  119104786.
  46. ^ а б Шара, Майкл М .; Фаэрти, Жаклин К .; Зурек, Дэвид; Моффат, Энтони Ф. Дж .; Герке, Джилл; Дойон, Рене; Артигау, Этьен; Дриссен, Лоран (2012). "Обзор внутренней галактической плоскости в ближнем инфракрасном диапазоне для выявления звезд Вольфа – Райе. II. Тускнеет: еще 71 новая звезда W-R". Астрономический журнал. 143 (6): 149. arXiv:1106.2196. Bibcode:2012AJ .... 143..149S. Дои:10.1088/0004-6256/143/6/149. S2CID  119186111.
  47. ^ Rosslowe, C.K .; Кроутер, П. А. (2015). «Пространственное распределение галактических звезд Вольфа – Райе и последствия для населения мира». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 447 (3): 2322–2347. arXiv:1412.0699. Bibcode:2015МНРАС.447.2322Р. Дои:10.1093 / mnras / stu2525. S2CID  28747394.
  48. ^ Breysacher, J .; Azzopardi, M .; Тестор, Г. (1999). "Четвертый каталог звезд населения I Вольфа – Райе в Большом Магеллановом Облаке". Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 137: 117–145. Bibcode:1999A и AS..137..117B. Дои:10.1051 / aas: 1999240.
  49. ^ Брейсахер, Дж. (1981). «Спектральная классификация звезд Вольфа – Райе в Большом Магеллановом облаке». Дополнение по астрономии и астрофизике. 43: 203. Bibcode:1981A и AS ... 43..203B.
  50. ^ Hainich, R .; Rühling, U .; Todt, H .; Оскинова, Л. М .; Liermann, A .; Gräfener, G .; Foellmi, C .; Schnurr, O .; Хаманн, W.-R. (2014). «Звезды Вольфа – Райе в Большом Магеллановом Облаке. Комплексный анализ класса WN». Астрономия и астрофизика. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A & A ... 565A..27H. Дои:10.1051/0004-6361/201322696. S2CID  55123954.
  51. ^ Azzopardi, M .; Брейсахер, Дж. (1979). «Поиск новых звезд Вольфа – Райе в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика. 75: 120. Bibcode:1979А и А .... 75..120А.
  52. ^ Мэсси, Филипп; Olsen, K. A. G .; Паркер, Дж. Вм. (2003). «Открытие 12-й звезды Вольф-Райе в Малом Магеллановом облаке». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 115 (813): 1265–1268. arXiv:astro-ph / 0308237. Bibcode:2003PASP..115.1265M. Дои:10.1086/379024. S2CID  15609362.
  53. ^ Мэсси, Филипп; Даффи, Ален С. (2001). «Поиски звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом облаке». Астрофизический журнал. 550 (2): 713–723. arXiv:Astro-ph / 0010420. Bibcode:2001ApJ ... 550..713M. Дои:10.1086/319818. S2CID  1579181.
  54. ^ Bonanos, A. Z .; Леннон, Д. Дж .; Köhlinger, F .; Van Loon, J. Th .; Massa, D. L .; Севило, М .; Evans, C.J .; Panagia, N .; Babler, B.L .; Блок, М .; Bracker, S .; Engelbracht, C.W .; Гордон, К. Д .; Hora, J. L .; Indebetouw, R .; Meade, M. R .; Meixner, M .; Мисселт, К. А .; Robitaille, T. P .; Shiao, B .; Уитни, Б.А. (2010). "Инфракрасная фотометрия массивных звезд в Малом Магеллановом облаке Spitzersage-Smc". Астрономический журнал. 140 (2): 416–429. arXiv:1004.0949. Bibcode:2010AJ .... 140..416B. Дои:10.1088/0004-6256/140/2/416. S2CID  119290443.
  55. ^ Шара, Майкл М .; Моффат, Энтони Ф. Дж .; Герке, Джилл; Зурек, Дэвид; Станоник, Кэтрин; Дойон, Рене; Артигау, Этьен; Дриссен, Лоран; Вильяр-Сбаффи, Альфредо (2009). "Обзор внутренней галактической плоскости в ближнем инфракрасном диапазоне для звезд Вольфа – Райе. I. Методы и первые результаты: 41 новая звезда Wr". Астрономический журнал. 138 (2): 402–420. arXiv:0905.1967. Bibcode:2009AJ .... 138..402S. Дои:10.1088/0004-6256/138/2/402. S2CID  118370109.
  56. ^ Neugent, Kathryn F .; Мэсси, Филипп (2011). «Содержание Вольфа – Райе в M33». Астрофизический журнал. 733 (2): 123. arXiv:1103.5549. Bibcode:2011ApJ ... 733..123N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 733/2/123. S2CID  118507918.
  57. ^ Neugent, Кэтрин Ф .; Мэсси, Филипп; Георгий, Кирилл (2012). «Содержание Вольфа – Райе в M31». Астрофизический журнал. 759 (1): 11. arXiv:1209.1177. Bibcode:2012ApJ ... 759 ... 11N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 759/1/11. S2CID  118620069.
  58. ^ Бибби, Джоанн; Шара, М. (2012). "Исследование популяции M101 Вольфа – Райе с помощью космического телескопа Хаббла". Американское астрономическое общество. 219: #242.13. Bibcode:2012AAS ... 21924213B.
  59. ^ Шерер, Даниэль; Вакка, Уильям Д. (1998). «Новые модели популяций Вольфа-Райе и О-звезд в молодых вспышках звездообразования». Астрофизический журнал. 497 (2): 618–644. arXiv:Astro-ph / 9711140. Bibcode:1998ApJ ... 497..618S. Дои:10.1086/305487. S2CID  10201971.
  60. ^ Hamann, W.-R .; Gräfener, G .; Лиерманн, А. (2006). «Галактические звезды WN». Астрономия и астрофизика. 457 (3): 1015–1031. arXiv:Astro-ph / 0608078. Bibcode:2006 A&A ... 457.1015H. Дои:10.1051/0004-6361:20065052. S2CID  18714731.
  61. ^ Barniske, A .; Hamann, W.-R .; Грефенер, Г. (2006). «Звезды Вольфа – Райе углеродной последовательности». Серия конференций ASP. 353: 243. Bibcode:2006ASPC..353..243B.
  62. ^ а б c d е ж грамм час Sander, A. A. C .; Hamann, W. -R .; Todt, H .; Hainich, R .; Шенар, Т .; Рамачандран, V .; Оскинова, Л. М. (2019). «Галактические звезды WC и WO. Влияние пересмотренных расстояний от Gaia DR2 и их роль в качестве прародителей массивных черных дыр». Астрономия и астрофизика. 621: A92. arXiv:1807.04293. Bibcode:2019A & A ... 621A..92S. Дои:10.1051/0004-6361/201833712. S2CID  67754788.
  63. ^ Tylenda, R .; Acker, A .; Стенхольм, Б. (1993). «Ядра Вольфа – Райе планетарных туманностей - наблюдения и классификация». Дополнение по астрономии и астрофизике. 102: 595. Bibcode:1993A и AS..102..595T.
  64. ^ а б Hainich, R .; Pasemann, D .; Todt, H .; Шенар, Т .; Сандер, А .; Хаманн, W.-R. (2015). «Звезды Вольфа – Райе в Малом Магеллановом Облаке. I. Анализ одиночных звезд WN». Астрономия и астрофизика. 581: A21. arXiv:1507.04000. Bibcode:2015A & A ... 581A..21H. Дои:10.1051/0004-6361/201526241. ISSN  0004-6361. S2CID  56230998.
  65. ^ а б Toalá, J. A .; Герреро, М. А .; Ramos-Larios, G .; Гусман, В. (2015). "МУДРОЕ морфологическое исследование туманностей Вольфа – Райе". Астрономия и астрофизика. 578: A66. arXiv:1503.06878. Bibcode:2015A&A ... 578A..66T. Дои:10.1051/0004-6361/201525706. S2CID  55776698.
  66. ^ Foellmi, C .; Moffat, A. F. J .; Герреро, М. А. (2003). «Двойные системы Вольфа – Райе в Магеллановых Облаках и их значение для эволюции массивных звезд - I. Малое Магелланово Облако». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 338 (2): 360–388. Bibcode:2003МНРАС.338..360Ф. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06052.x.
  67. ^ Фрю, Дэвид Дж .; Паркер, Квентин А. (2010). «Планетарные туманности: наблюдательные свойства, мимика и диагностика». Публикации Астрономического общества Австралии. 27 (2): 129–148. arXiv:1002.1525. Bibcode:2010PASA ... 27..129F. Дои:10.1071 / AS09040. S2CID  59429975.
  68. ^ Конти, Питер С .; Вакка, Уильям Д. (1994). "Ультрафиолетовое изображение HST областей звездообразования в галактике Вольфа – Райе He 2-10: новые шаровые скопления?". Письма в астрофизический журнал. 423: L97. Bibcode:1994ApJ ... 423L..97C. Дои:10.1086/187245.
  69. ^ Leitherer, Клаус; Вакка, Уильям Д .; Конти, Питер С .; Филиппенко, Алексей В .; Роберт, Кармель; Сарджент, Уоллес Л. В. (1996). "Ультрафиолетовое изображение и спектроскопия яркой вспышки звездообразования в галактике Вольфа – Райе NGC 4214 космическим телескопом Хаббла". Астрофизический журнал. 465: 717. Bibcode:1996ApJ ... 465..717L. Дои:10.1086/177456.
  70. ^ Кэмпбелл, У. У. (1894). «Звезды Вольфа – Райе». Астрономия и астрофизика. 13: 448. Bibcode:1894AstAp..13..448C.
  71. ^ Zanstra, H .; Weenen, J. (1950). «О физических процессах в звездах Вольфа – Райе. Статья 1: Звезды Вольфа – Райе и гипотеза Билса о чистой рекомбинации (Опечатка: 11 357)». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов. 11: 165. Bibcode:1950BAN .... 11..165Z.
  72. ^ Лимбер, Д. Нельсон (1964). «Феномен Вольфа – Райе». Астрофизический журнал. 139: 1251. Bibcode:1964ApJ ... 139.1251L. Дои:10.1086/147863.
  73. ^ Андерхилл, Энн Б. (1968). "Звезды Вольфа – Райе". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 6: 39–78. Bibcode:1968ARA & A ... 6 ... 39U. Дои:10.1146 / annurev.aa.06.090168.000351.
  74. ^ Андерхилл, Энн Б. (1960). "Исследование звезд Вольфа – Райе H. D. 192103 и H. D. 192163". Публикации Доминионской астрофизической обсерватории Виктория. 11: 209. Bibcode:1960PDAO ... 11..209U.
  75. ^ Сахаде, Дж. (1958). «О природе звезд Вольфа – Райе». Обсерватория. 78: 79. Bibcode:1958 Обс .... 78 ... 79С.
  76. ^ Westerlund, B.E .; Смит, Л. Ф. (1964). "Звезды Верфа-Райе в Большом Магеллановом облаке". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 128 (4): 311–325. Bibcode:1964МНРАС.128..311W. Дои:10.1093 / минрас / 128.4.311.
  77. ^ а б Abbott, David C .; Конти, Питер С. (1987). «Звезды Вольфа – Райе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 25: 113–150. Bibcode:1987ARA & A..25..113A. Дои:10.1146 / annurev.aa.25.090187.000553.
  78. ^ Пачинский, Б. (1967). "Эволюция тесных двойных систем. V. Эволюция массивных двойных систем и образование звезд Вольфа – Райе". Acta Astronomica. 17: 355. Bibcode:1967AcA .... 17..355P.
  79. ^ Nugis, T .; Ламерс, Х. Дж. Г. Л. М. (2000). «Скорость потери массы звезд Вольфа – Райе как функция звездных параметров». Астрономия и астрофизика. 360: 227. Bibcode:2000А и А ... 360..227Н.
  80. ^ Хамфрис, Р. М. (1991). «Связь Вольфа – Райе - светящиеся голубые переменные и эволюционирующие сверхгиганты (обзор)». Материалы 143-го симпозиума Международного астрономического союза. 143. п. 485. Bibcode:1991IAUS..143..485H.
  81. ^ а б c d Groh, Jose H .; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрём, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и предшественников гамма-всплесков: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A & A ... 558A.131G. Дои:10.1051/0004-6361/201321906. S2CID  84177572.
  82. ^ Жорж Мейне; Кирилл Георгий; Рафаэль Хирши; Андре Мейдер; Фил Мэсси; Норберт Пшибилла; М-Фернанда Ниева (2011). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа – Райе: перспектива единственной массивной звезды». Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège. v1. 80 (39): 266–278. arXiv:1101.5873. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
  83. ^ Трампер, Фрэнк (2013). «Природа звезд WO: VLT / X-Shooter спектроскопия DR1». Массивные звезды: от α до Ω: 187. arXiv:1312.1555. Bibcode:2013msao.confE.187T.
  84. ^ а б Элдридж, Джон Дж .; Фрейзер, Морган; Smartt, Стивен Дж .; Маунд, Justyn R .; Крокетт, Р. Марк (2013). «Гибель массивных звезд - II. Наблюдательные ограничения на предшественников сверхновых типа Ibc». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 436 (1): 774–795. arXiv:1301.1975. Bibcode:2013МНРАС.436..774Е. Дои:10.1093 / mnras / stt1612. S2CID  118535155.
  85. ^ Гро, Хосе; Мейне, Жорж; Экстром, Сильвия; Георгий, Кирилл (2014). «Эволюция массивных звезд и их спектры I. Невращающаяся звезда 60 Мсн от нулевой главной последовательности до стадии до сверхновой». Астрономия и астрофизика. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A & A ... 564A..30G. Дои:10.1051/0004-6361/201322573. S2CID  118870118.
  86. ^ Oberlack, U .; Wessolowski, U .; Diehl, R .; Bennett, K .; Bloemen, H .; Hermsen, W .; Knödlseder, J .; Morris, D .; Schönfelder, V .; фон Баллмос, П. (2000). «КОМПТЕЛ ограничивает излучение в линии 26Al 1,809 МэВ от гамма2-велюра». Астрономия и астрофизика. 353: 715. arXiv:Astro-ph / 9910555. Bibcode:2000А и А ... 353..715О.
  87. ^ Банерджи, Самбаран; Крупа, Павел; О, Сынкён (2012). «Возникновение суперканонических звезд в звездных скоплениях типа R136». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 426 (2): 1416–1426. arXiv:1208.0826. Bibcode:2012МНРАС.426.1416Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.21672.x. S2CID  119202197.
  88. ^ Mauerhan, Jon C .; Смит, Натан; Van Dyk, Schuyler D .; Морзинский, Кэти М .; Близко, Laird M .; Hinz, Philip M .; Мужчины, Джаред Р .; Родигас, Тимоти Дж. (2015). "Многоволновые наблюдения NaSt1 (WR 122): экваториальная потеря массы и рентгеновские лучи от взаимодействующей двойной системы Вольфа – Райе". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 1502 (3): 1794. arXiv:1502.01794. Bibcode:2015МНРАС.450.2551М. Дои:10.1093 / мнрас / stv257. S2CID  40573971.
  89. ^ Дессарт, Люк; Хиллер, Д. Джон; Ливне, Эли; Юн, Сон-Чхоль; Вусли, Стэн; Вальдман, Рони; Лангер, Норберт (2011). "Взрывы коллапса ядра звезд Вольфа – Райе и связь со сверхновыми типами IIb / Ib / Ic". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 414 (4): 2985. arXiv:1102.5160. Bibcode:2011МНРАС.414.2985Д. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2011.18598.x. S2CID  119257348.
  90. ^ Groh, Jose H .; Георгий, Кирилл; Экстрём, Сильвия (2013). «Прародители сверхновой Ibc: одиночная звезда Вольфа – Райе как возможный предок SN Ib iPTF13bvn». Астрономия и астрофизика. 558: L1. arXiv:1307.8434. Bibcode:2013A & A ... 558L ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201322369. S2CID  58911704.
  91. ^ Серда-Дюран, Пабло; Элиас-Роза, Нэнси (2018). "Образование нейтронных звезд и сверхновые звезды с коллапсом ядра". Физика и астрофизика нейтронных звезд. Библиотека астрофизики и космических наук. 457. С. 1–56. arXiv:1806.07267. Дои:10.1007/978-3-319-97616-7_1. ISBN  978-3-319-97615-0. S2CID  119340817.
  92. ^ Милисавлевич, Д. (2013). «Системы-прародители и механизмы взрыва сверхновых». Новые горизонты в астрономии (Bash 2013): 9. Bibcode:2013nha..confE ... 9M.
  93. ^ Килпатрик, Чарльз Д .; Такаро, Тайлер; Фоли, Райан Дж .; Leibler, Camille N .; Пан, Йен-Чен; Кэмпбелл, Рэндалл Д .; Jacobson-Galan, Wynn V .; Льюис, Хилтон А .; Lyke, Джеймс Э .; Макс, Клэр Э .; Медальон, София А .; Отдыхай, Армин (2018). «Потенциальный прародитель сверхновой типа Ic 2017ein». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 480 (2): 2072–2084. arXiv:1808.02989. Bibcode:2018МНРАС.480.2072К. Дои:10.1093 / mnras / sty2022. S2CID  73695137.
  94. ^ Acker, A .; Нейнер, К. (2003). «Количественная классификация ядер WR планетарных туманностей». Астрономия и астрофизика. 403 (2): 659–673. Bibcode:2003A и A ... 403..659A. Дои:10.1051/0004-6361:20030391.
  95. ^ Peña, M .; Rechy-García, J. S .; Гарсия-Рохас, Дж. (2013). "Галактическая кинематика планетарных туманностей с центральной звездой [WC]". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 49: 87. arXiv:1301.3657. Bibcode:2013RMxAA..49 ... 87P.

дальнейшее чтение

  • Тутхилл, Питер Дж .; Монье, Джон Д .; Danchi, William C .; Тернер, Нильс Х. (2003). "Визуализация в ближнем ИК-диапазоне с высоким разрешением среды WCd (+ OB): Вертушки". Материалы 212-го симпозиума Международного союза астрономии. 212. п. 121. Bibcode:2003IAUS..212..121T.
  • Monnier, J.D .; Tuthill, P.G .; Данчи, В. К. (1999). "Туманность Вертушка вокруг WR 98 [CLC] a [/ CLC]". Астрофизический журнал. 525 (2): L97 – L100. arXiv:Astro-ph / 9909282. Bibcode:1999ApJ ... 525L..97M. Дои:10.1086/312352. PMID  10525463. S2CID  2811347.
  • Dougherty, S.M .; Бисли, А. Дж .; Claussen, M. J .; Zauderer, B.A .; Болингброк, Н. Дж. (2005). "Радионаблюдения высокого разрешения двойного встречного ветра WR 140". Астрофизический журнал. 623 (1): 447–459. arXiv:Astro-ph / 0501391. Bibcode:2005ApJ ... 623..447D. Дои:10.1086/428494. S2CID  17035675.

внешняя ссылка