Звезда Вольфа — Райе: различия между версиями

На [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Расселла]] звёзды Вольфа — Райе с наиболее надёжно определёнными характеристиками лежат в области между главной последовательностью и последовательностью однородных [[Гелиевая звезда|гелиевых звёзд]]. Это свидетельствует о том, что звёзды Вольфа — Райе находятся на поздней стадии звёздной эволюции и уже прошли стадию главной последовательности ([[водород]] в них «выгорел»). Тот факт, что менее массивные компоненты [[Двойная звезда|двойных систем]] WR + ОВ находятся на более поздней стадии эволюции, может быть объяснён гипотезой перемены ролей компонентов в результате обмена веществом при эволюции тесной двойной системы. Первоначально более массивный компонент двойной системы эволюционирует быстрее спутника и, расширяясь, после исчерпания водорода в ядре и загорания [[слоевой источник|слоевого водородного источника]] заполняет свою [[полость Роша]]. Происходит быстрое (за время ~10⁴ лет) перетекание значительной части вещества (до 70 %) к спутнику. После потери водородной оболочки остаётся горячая гелиевая звезда с примесью [[водород]]а в наружных слоях (<>20 % по массе), которая становится звездой Вольфа — Райе. По мере истечения вещества обнажаются глубокие, обогащённые [[углерод]]ом слои, и звезда азотной последовательности может превратиться в звезду углеродной последовательности. Время жизни звезды Вольфа — Райе сравнительно невелико (10⁵−10⁶ лет) — по истощении ядерного топлива она взрывается как сверхновая звезда, образуя релятивистский объект — [[нейтронная звезда|нейтронную звезду]] или [[чёрная дыра|чёрную дыру]]. Поскольку взрывается менее массивный компонент двойной системы, распад системы маловероятен, она остаётся двойной.