|
Звезды Вольфа-Рейе менее массивные, чем звезды класса О. Они занимают самый верх главной последовательности, но обладают почти одинаковой светимостью. Они связаны со звездами О в диске Галактики. Их главной отличительной характеристикой является очень неспокойное состояние в поверхностных слоях с испусканием материала, формирующего расширяющуюся оболочку вокруг каждой звезды. Такие особые условия ведут к наличию характерного спектра. Представляется вероятным, что звезда Вольфа-Рейе – это звезда, температура центра которой достигла предела разрушения никеля. Мы можем интерпретировать наблюдаемые характеристики как указание на то, что температурный предел выразился в росте производства энергии, который достаточно велик, чтобы создавать интенсивную внутреннюю активность и испускание материи из звезды, но недостаточно велик, чтобы вызвать крупномасштабный взрыв. На этом основании звезда остается в условиях Вольфа-Рейе до тех пор, пока не израсходует большую часть никеля. Затем она продолжает наращивать массу (возможно, захватывая большую часть испущенной массы) и возвращается к статусу О. Вышеприведенные комментарии о звездах Вольфа-Рейе относятся только к звездам, известным как звезды Популяции I Вольфа-Рейе. Обозначение “звезда Вольфа-Рейе” также относится к некоторым центральным звездам планетарной туманности, но имеется небольшое оправдание для помещения данных двух групп в один и тот же класс. Эта проблема будет обсуждаться в главе 11. Когда достигается температура, соответствующая пределу разрушения железа, ситуация в корне меняется. Этот элемент не ограничивается очень маленькими величинами или даже умеренными величинами, подобно содержанию никеля. Он имеется в концентрациях, представляющих существенную часть общей звездной массы. Внезапное достижение количества материи предела разрушения активирует источник еще большей энергии, чем звезда способна рассеять посредством обычного механизма излучения. Поэтому первичное высвобождение энергии из этого источника разрывает звезду посредством огромного взрыва. Согласно современным оценкам, в звездах железа в 20 раз больше, чем никеля. Если количества никеля достаточно для приведения звезды на грань взрыва, как указывает поведение звезд Вольфа-Рейе, количества железа намного больше, чем требуется для создания взрыва. Таким образом, взрыв происходит сразу же после того, как первые порции этого элемента превращаются в энергию. Остаток, наряду с вышележащими более легкими материалами, рассеивается силами взрыва. Перенос материала из одного цикла в следующий позволяет количеству железа и никеля продолжать построение, поскольку возраст звезды увеличивается, в то время как более тяжелые элементы вынуждены начинать с отходов после взрыва, кроме ограниченных количеств элементов, близких к железу, которые избежали взрыва. Джордж Гамоу назвал эти количества “удивительной формой эмпирической кривой (изобилия элементов)”,[7] существованием абсолютно других паттернов выше или ниже железа. — 47 —
|