Волф-Рајеова ѕвезда, честопати и само ВР-ѕвезда — редок хетероген збир на ѕвезди со невообичаен спектар со изразени широки оддавни линии на јонизиран хелиум и високојонизиран азот или јаглерод. Спектарот укажува на многу високо површинско ојачување на тешките елементи, искористување на водородот, и силни ѕвездени ветришта. Површинската температура на познатите Волф-Рајеови ѕвезди се движи од 20.000 K до околу 210.000 K, односно потопли се скоро од ссите други видови на ѕвезди. Претходно биле познати под името W-тип на ѕвезди според нивната спектрална класификација.

Класичните (или население I) Волф-Рајеови ѕвезди се развиени, масивни ѕвезди кои целосно го изгубиле надворешниот слој на водород и сврзуваат хелиум или потешки елементи во своето јадро. Подмножество на населението I од WR-ѕвезди укажува постоење на водородни линии во нивните спектри се познати како WNh ѕвсезди; тие се млади крајно масивни ѕвезди кои сè уште сврзуваат водород во своето јадро, при што хелиумот и азотот се изложени на површината поради силното мешање и загубата на маса предизвикана од зрачењето. Посебна група на ѕвезди со WR-спектри се централните ѕвезди во планетарните маглини (CSPNe), по-асимптотска гранка на џинови, ѕвезди кои биле слични на нашето Сонце додека биле на главната низа, но денес се неактивни односно го прекинале сврзниот процес и ги исфрлиле горните слоеви на атмосферата отскривајќи го јадрото богато со јаглерод и кислород.

Сите Волф-Рајеови ѕвезди се вискосјајни ѕвезди пред се поради високите температури—илијадници пати од болометриската сјајност на Сонцето () за CSPNe, за населението I на WR-ѕвезди, па сè до преку пати за WNh-ѕвезди—иако истите не се особено сјајни нагледно поради фактот што поголемиот дел од зрачење е во ултавиолетовото подрачје.

Ѕвездите кои се видливи за човековото око како Гама Едро и Тета Мува, како и една од најмасивните познати ѕвезди, R136a1 во 30 Златна Рипка, се Волф-Рајеови ѕвезди.

Историја на набљудувања

Во 1867 година, користејќи го 40 cm Фуков телескоп при Париската опсерваторија, астрономите Шарл Волф и Жорж Раје забележале три ѕвезди во соѕвездието Лебед (HD 191765, HD 192103 и HD 192641, денес означени како WR 134, WR 135 и WR 137) кои поседувале широки појаси на оддавање во инаку непрекинатиот спектар. Повеќето ѕвезди Повеќето ѕвезди покажуваат само впивни линии или појаси во нивните спектри, како резултат на преклопувањето на елементите кои ја впиваат светлинската енергија при одредени честоти, па со сигурност овие беа невообичаени тела.

Природата на оддавните појаси во спектрите на Волф-Рајеовите ѕвезди останале мистерија во следните десетолетија. Едвард Чарлс Пикеринг дал теорија дека линиите биле предизвикани од неовобичаените состојби на водородот, и било потврдено дека оваа "Пикерингова серија" на линии следела шема слична на онаа на Балмеровата серија, кога биле заменети половинките квантни броеви. Подоцнба се покажало дека овие линии се резултат на присуството на хелиум, елемент кој бил за првпат забележан во 1868 година. Пикеринг ги забележал сличностите меѓу Волф–Рајеовите спектри и маглинските спектри, и оваа сличност довело до заклучокот дека само ако не сите Волф-Рајеова ѕвезди се централните ѕвезди во планетарните маглини.

До 1929 година, ширината на оддавните појаси се објаснувала со Доплеровото проширување, а со тоа и гасот кој се наоѓа околу овие ѕвезди морал да се движи со брзини од 300–2400 km/s во линија на набљудувањето. Заклучокот бил дека Волф-Рајеовите ѕвезди постојано исфрлаат гас во вселената, создавајќи на тој начин растечка прекривка од гас. Силата која го исфрла гасот при високи брзини е зрачниот притисок. Добро е познато дека многу од ѕвездите со спектри од типот на Волф-Рајеовите биле центрите на планетарните маглини, но имало и многу кои се поврзувале со очигледна планетарна маглина или каква и да е видлива маглина.

Покрај хелиум, Карлајл Билс препознал оддавни линии на јаглерод, кислород и азот во спектрите на Волф–Рајеови ѕвезди. Во 1938 година, Меѓународниот астрономски сојуз го класифицирала спектарот на Волф-Рајеовите ѕвезди како ѕвезди од типот WN и WC, во зависност од тоа дали преовладувале линиите на азотот или пак на јаглерод-кислород.

Во 1969 година, неколку CSPNe со изразени OVI оддавни линии биле групирани под новата "OVI низа", или само OVI-тип. Подоцна овие ѕвезди биле наречени [WO]-ѕвезди. Слични ѕвезди кои не се поврзани со планетарни маглини се опишани кусо по WO класификацијата и подоцна е прифатено да се користи население I WR-ѕвезди.

Сфаќањето дека одредени подоцнежни, и понекогаш не толку доцнежни, WN-ѕвезди со водородни линии во нивните спектри се во различен дел од развојот за разлика од WR-ѕвездите кои немаат водород, довело до воведување на нов поим WNh со што овие ѕвезди би се разликувале од останатите WN-ѕвезди. Претходно биле познати како WNL-ѕвезди, иако се подоцнежен тип на WN-ѕвезди без присуство на водород како и WR-ѕвезди со водордо како што се WN5.

Класификација

Волф-Рајеовите ѕвезди се именувани врз основа силно изразените широки оддавни линии во нивните спектри, препознаени преку спектралните линии на хелиум, азот, јаглерод, силициум, и кислород, но со слаби или отсутни водородни линии. Првиот систем на класификација ги поделил овие ѕвезди на ѕвезди со доминирачки линии на јонизиран азот (NIII, NIV, и NV) и оние со доминирачки линии на јонизиран јаглерод (CIII и CIV) и понекогаш кислород (OIII – OVI), и биле означувани како WN и WC. Двете класи на WN и WC биле понатамошно поделени по температурните низи на WN5–WN8 и WC6–WC8 врз основа на релативната јачина на 541,1 nm HeII и 587,5 nm HeI линии. Волф-Рајеовите оддавни линии честопати имаат проширено впивно крило (Профил на P Лебед) што пак укажува на околуѕвезден материјал. Постои и WO-низа, низа одделна од WC-низата за потоплите ѕвезди каде оддавањето на јонизираниот кислород преодвладува над јонизираниот јаглерод, иако актуелните соодноси на овие елементи во ѕвездите се скоро споредливи. WC and WO spectra are formally distinguished based on the presence or absence of CIII emission. WC - спектрите вообичаено имаат недостаток на OVI линии кои пак се изразени во WO - спектрите.

WN-спектрланата низа ги вклучува и WN2–WN9, и дефинициите засновани на релативините јачини на NIII линиите при 463,4–464,1 nm и 531,4 nm, NIV линиите при 347,9–348,4 nm и 405,8 nm, и NV линии при 460,3 nm, 461,9 nm, и 493,3–494,4 nm. Овие линии се издвоени од областите со силни и променливи хелиумски оддавања и јачините на овие спектрални линии се во добрар сооднос со температурата. Ѕвездите со спектри меѓу WN и Ofpe се класифицирани како WN10 и WN11 иако ова именување не е сеопфатно признаено.

Типот WN1 бил предложен за ѕвезди без NIV и NV линии, со цел да се вклопат во класификацијата ѕвездите Бреј 1 и Бреј 66 кои се измеѓу WN2 и WN2,5. Релативните јачини на линиите и ширини за секоја од WN подкласите се објавени подоцна, и соодносот меѓу 541,1 nm HeII и 587,5m, HeI линиите бил воведен како првичен показател за јонизирачкото ниво а со тоа и спектралната подкласа. Со ова се отстранува потребата од WN1 и со тоа Бреј 1 и Бреј 66 денес се класифицирани како WN3b. До некој степен засенетите WN2,5 и WN4,5 класи се исто така исфрелени.

+Класификација на спектрите на WN - ѕвездите Спектрален тип Првичен критериум Надграден критериум Други одлики WN2 Слаби или отсутни NV Отсутни NV и NIV Силни HeII, без HeI WN2,5 Присутни NV, отсутни NIV Застарена класа WN3 NIV ≪ NV, Слаби или отсутни NIII HeII/HeI > 10, HeII/CIV > 5 Специфичен профил, непредвидлива јачина на NV WN4 NIV ≈ NV, Слаби или отсутни NIII 4 < HeII/HeI < 10, NV/NIII > 2 Присутни CIV WN4,5 Слаби или отсутни NIV > NV, NIII Застарена класа WN5 NIII ≈ NIV ≈ NV 1,25 < HeII/HeI < 8, 0,5 < NV/NIII < 2 NIV или CIV > HeI WN6 Слаби NIII ≈ NIV, NV 1,25 < HeII/HeI < 8, 0,2 < NV/NIII < 0,5 CIV ≈ HeI WN7 NIII > NIV 0,65 < HeII/HeI < 1,25 Слаб P-Лебед профил на HeI, HeII > NIII, CIV > HeI WN8 NIII ≫ NIV HeII/HeI < 0,65 Силен P-Лебед профил на HeI, HeII ≈ NIII, слаби CIV WN9 NIII > NII, отсутни NIV NIII > NII, отсутни NIV P-Лебед профил на HeI WN10 NIII ≈ NII NIII ≈ NII H-Балмер, P-Лебед профил HeI WN11 Слаб или отсутен NIII, присутни NII NIII ≈ HeII, слаби или отсутни NIII, H-Балмер, P-Лебед профил HeI, присутни FeIII

WC-спекралната низа била проширена да ги вклучува и WC4–WC11, иако некои постари трудови користат и WC1–WC3. Првичните оддавни линии се користат за да се направи разлика од WC-поттиповите на CII 426,7 nm, CIII од 569,6 nm, CIII/IV465,0 nm, CIV од 580,1–581,2 nm, и OV (и OIII) слеани при 557,2–559,8 nm. Низата била проширена за да ги вклучува WC10 и WC11, и критериумите за подкласите биле засновани на релативните јачини на јаглеродните линии и се поткрепени од јонизационите фактори иако постоеле бројни разлики меѓу јаглеродот и кислородот.

+Класификација на спектрите на WC - ѕвездите Спектрален тип Првичен критериум Квантитативен критериум Други одлики Првични Секундарни WC4 Силни CIV, слаби CII, средни OV CIV/CIII > 32 OV/CIII > 2,5 Слаби или отсутни OVI WC5 CIII ≪ CIV, CIII < OV 12,5 < CIV/CIII < 32 0,4 < CIII/OV < 3 Слаби или отсутни OVI WC6 CIII ≪ CIV, CIII > OV 4 < CIV/CIII < 12,5 1 < CIII/OV < 5 Слаби или отсутни OVI WC7 CIII < CIV, CIII ≫ OV 1,25 < CIV/CIII < 4 CIII/OV > 1,25 Слаби или отсутни OVI WC8 CIII > CIV, отсутни CII, слаби или отсутни OV 0,5 < CIV/CIII < 1,25 CIV/CII > 10 HeII/HeI > 1,25 WC9 CIII > CIV, присутни CII, слаби или отсутни OV 0,2 < CIV/CIII < 0,5 0,6 < CIV/CII < 10 0,15 < HeII/HeI < 1,25 WC10 0,06 < CIV/CIII < 0,15 0,03 < CIV/CII < 0,6 HeII/HeI < 0,15 WC11 CIV/CIII < 0,06 CIV/CII < 0,03 Отсутни HeII

За WO-типот на ѕвезди главните типови на линии кои се користат се CIV при 580,1 nm, OIV при 340,0 nm, OV (и OIII) слеани при 557,2–559,8 nm, OVI при 381,1–383,4 nm, OVII при 567,0 nm, и OVIII при 606,8 nm. Низата била проширена за да ги вклучи и WO5 и е кванифицирана врз основа на релативните јачини quantified based the relative strengths на OVI/CIV и OVI/OV линии. Подоцнежна поделба, осмислена за постојаност кај класичните ВР-ѕвезди и CSPNe, повторно го вратила стариот тип на поделба на WO1 до WO4 низи и соодветните поделби.

+Класификација на спектрите на WO - ѕвездитеСпектрален типПрвични критериум Квантитативен критериум Други одлики Првични Секундарни WO1 OVII ≥ OV, присутни OVIII OVI/OV > 12,5 OVI/CIV > 1,5 OVII ≥ OV WO2 OVII < OV, CIV < OVI 4 < OVI/OV < 12,5 OVI/CIV > 1,5 OVII ≤ OV WO3 Слаби или отсутни OVII, CIV ≈ OVI 1,8 < OVI/OV < 4 0,1 < OVI/CIV < 1,5 OVII ≪ OV WO4 CIV ≫ OVI 0,5 < OVI/OV < 1,8 0,03 < OVI/CIV < 0,1 OVII ≪ OV

Деталните современи истражувања на Волф-Рајеовите ѕвезди може дополнително да ги препознаат спектралните одлики, кои се означени со додавки на главната спектрална класификација: h за водородно оддавање; ha за водородно оддавање и впивање; o за отсиство на водородно оддавање; w за слаби линии; s за силни линии; b за широки линии; d за прашина (вообичаено vd, pd, или ed за променлива, периодична, или епизодична прашина).

Класификацијата на спектрите на Волф-Рајеовите ѕвезди е сложен процес бидејќи овие ѕвезди честопати се придружени од маглини, облаци прашина или придружник двојник. Претставката „+OB“ се користи за да се укаже на присуството на впивни линии во спектарот кои се надоврзуваат со понормална придружна ѕвезда, или „+abs“ за впивни линии со непознато потекло.

Пожешките ВР-спектрални подкласи се опишани како млади ѕвезди додека поладните се опишани како стари ѕвезди, што е во согласност со останатите спектрални типови на ѕвезди. WNE и WCE се ознаки за млади ѕвезди додека пак, WNL и WCL се за постари ѕвезди, а поделбата се случува приоближно при преминот меѓу подкласите шест и седум. Не пости ѕвезди која е стара ѕвезда од типот на WO. Истовремено ѕвездите од типот WNE имаат силнио изразени спектри кај кои има слаб придонес на вододродни линии додека пак спектрите на WNL честопати имаат изразени вододродни линии.