Редактирование: Звезды Вольфа-Райе

:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/1928159 ''Черепащук А. М.'' ВОЛЬФА-РАЙЕ ЗВЁЗДЫ // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2016); 26.04.2021.]</ref>

'''ЗВЁЗДЫ ВО́ЛЬФА–РАЙЕ́''' – массивные горячие звёзды высокой светимости, обладающие интенсивным звёздным ветром. Открыты в 1867 французским астрономами Ш. Вольфом и Ж. Райе по присутствию в оптическом спектре сильных и широких линий излучения гелия, азота, углерода и кислорода. Этот спектральный тип звёзд обозначают как WR. Похожие спектры имеют ядра планетарных туманностей – маломассивные звёзды.

Звезды Вольфа–Райе имеют массу от 5 до 50 масс [[Солнце|Солнца]], концентрируются к галактической плоскости и часто располагаются в молодых звёздных скоплениях и областях формирования массивных звёзд. В нашей Галактике обнаружено около 230 звезд Вольфа–Райе, их полная численность оценивается в 1000–2000. В других галактиках обнаружено более 300 звезд Вольфа–Райе.
 
По-видимому, звезды Вольфа–Райе – это обнажённые гелиевые ядра первоначально массивных звёзд (с массами 30–40 масс Солнца), потерявших водородные оболочки либо в результате обмена массой в тесной двойной системе, либо вследствие интенсивного истечения вещества с поверхности одиночной звезды в виде звёздного ветра, скорость которого достигает 1000–3000 км/с при темпе потери массы до 10<sup>–5</sup> массы Солнца в год. Механизм ускорения звёздного ветра окончательно не изучен, но ясно, что важную роль играет давление излучения звезды, имеющей температуру 30–100 тыс. К и радиус 1–5 радиусов Солнца.

По виду спектра звезды Вольфа–Райе подразделяются на 3 последовательности: азотную (WN), углеродную (WC) и кислородную (WO). В спектрах WN преобладают линии азота, а в спектрах WC и WO – линии углерода и кислорода. Во всех спектрах звезд Вольфа–Райе присутствуют линии гелия, а в спектрах WN и WC также слабые линии водорода. У всех звезд Вольфа–Райе содержание гелия значительно превышает содержание водорода, этим они радикально отличаются от обычных звёзд. Последовательность WN – WC – WO интерпретируется как эволюционная. Около половины звезд Вольфа–Райе входит в состав двойных систем, содержащих в качестве спутника массивную звезду спектрального класса О. Одна звезда Вольфа–Райе открыта в составе короткопериодической рентгеновской двойной системы Лебедь Х-3, содержащей аккрецирующую нейтронную звезду или чёрную дыру.

Поскольку звезды Вольфа–Райе образуются из короткоживущих массивных звёзд, их абсолютный возраст невелик – несколько миллионов лет. Но, потеряв много вещества, они находятся на поздней стадии эволюции, за которой следует коллапс ядра. Видна тесная связь между эволюцией звезд Вольфа–Райе и образованием нейтронных звёзд и чёрных дыр, а также вспышками сверхновых звёзд типа Ib/с. Возможно, коллапс ядер звезд Вольфа–Райе ведёт к образованию быстровращающихся чёрных дыр и служит причиной космических гамма-всплесков.

== Литература статьи Большой российской энциклопедии == 

* Рублев С. В., Черепащук А. М. Звезды Вольфа – Райе // Явления нестационарности и звездная эволюция. М., 1974.
* Звезды и звездные системы. М., 1981.

== Примечания ==
{{примечания}}
[[Категория:Ревизия 2021.04.25]]
[[Категория:Э]]
[[Категория:НАЭ]]