نجم وولف-رايت

📅 آخر تحديث: ٣١ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٣١ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 9 صور
الموسوعة الحرة
صورة التقطها تلسكوب جيمس ويب الفضائي للنجم وولف-رايت WR 124 والسديم M1-67 المحيط به ( صورة مركبة من NIRCam و MIRI )

نجوم وولف-رايت ، والتي تُختصر غالبًا إلى نجوم WR ، هي مجموعة نادرة غير متجانسة من النجوم ذات أطياف غير عادية تُظهر خطوط انبعاث عريضة بارزة للهيليوم المتأين والنيتروجين أو الكربون المتأين بشدة . تشير هذه الأطياف إلى زيادة كبيرة جدًا في تركيز العناصر الثقيلة على سطحها ، ونقص في الهيدروجين، ورياح نجمية قوية . تتراوح درجات حرارة سطح نجوم وولف-رايت المعروفة بين 20,000 كلفن وحوالي 210,000 كلفن ، وهي أعلى من درجات حرارة جميع أنواع النجوم الأخرى تقريبًا. كانت تُسمى سابقًا نجوم النوع W نسبةً إلى تصنيفها الطيفي .  

نجوم وولف-رايت الكلاسيكية (أو من النوع الأول ) هي نجوم ضخمة متطورة فقدت غلافها الخارجي من الهيدروجين تمامًا ، وتُدمج الهيليوم أو عناصر أثقل في نواتها.  تُظهر مجموعة فرعية من نجوم وولف-رايت من النوع الأول خطوط الهيدروجين في أطيافها، وتُعرف باسم نجوم WNh؛ وهي نجوم فتية ضخمة للغاية لا تزال تُدمج الهيدروجين في نواتها، مع وجود الهيليوم والنيتروجين على السطح نتيجةً للاختلاط القوي وفقدان الكتلة الناتج عن الإشعاع. وهناك مجموعة أخرى من النجوم ذات أطياف وولف-رايت، وهي النجوم المركزية للسدم الكوكبية (CSPNe)، وهي نجوم ما بعد فرع العملاق المقارب، كانت تُشبه الشمس أثناء وجودها على التسلسل الرئيسي ، ولكنها توقفت الآن عن الاندماج النووي، وفقدت غلافها الجوي لتكشف عن نواة عارية من الكربون والأكسجين.

جميع نجوم وولف-رايت هي أجسام شديدة الإضاءة بسبب درجات حرارتها العالية - آلاف المرات من اللمعان الكلي للشمس ( L ☉ ) بالنسبة لنجوم CSPNe، ومئات الآلاف من L ☉ بالنسبة لنجوم WR من المجموعة الأولى، إلى أكثر من مليون L ☉ بالنسبة لنجوم WNh - على الرغم من أنها ليست ساطعة بشكل استثنائي بصريًا لأن معظم إشعاعها يقع في نطاق الأشعة فوق البنفسجية .   

يحتوي كل من نظامي النجوم γ  Velorum و θ  Muscae اللذين يمكن رؤيتهما بالعين المجردة على نجوم وولف-رايت، كما أن اثنين من أكثر النجوم المعروفة ضخامة ، وهما BAT99-98 و R136a1 في 30  Doradus ، هما أيضًا نجوم وولف-رايت.

تاريخ الملاحظات

سديم الهلال
WR 136 ، نجم من نوع WN6 حيث تعرض الغلاف الجوي الذي فقد خلال مرحلة العملاق الأحمر لصدمة من رياح WR الساخنة والسريعة لتشكيل سديم فقاعي مرئي 

في عام 1867، وباستخدام تلسكوب فوكو ذي  قطر 40 سم في مرصد باريس ، اكتشف الفلكيان تشارلز وولف وجورج راييه [ 1 ] ثلاثة نجوم في كوكبة الدجاجة (HD 191765 وHD 192103 وHD 192641، والتي تُعرف الآن باسم WR 134 و WR 135 و WR 137 على التوالي) أظهرت نطاقات انبعاث واسعة على طيف متصل. [ 2 ] تُظهر معظم النجوم خطوط أو نطاقات امتصاص فقط في أطيافها، نتيجة امتصاص العناصر الموجودة فوقها لطاقة الضوء عند ترددات محددة، لذا كانت هذه النجوم أجسامًا غير عادية بوضوح.   

ظلت طبيعة نطاقات الانبعاث في أطياف نجم وولف-رايت لغزاً لعدة عقود. افترض إي سي  بيكرينغ أن هذه الخطوط ناتجة عن حالة غير عادية للهيدروجين ، ووُجد أن "سلسلة بيكرينغ" هذه من الخطوط تتبع نمطاً مشابهاً لسلسلة بالمر عند استبدال الأعداد الكمية بنصف عدد صحيح. تبين لاحقًا أن هذه الخطوط ناتجة عن وجود الهيليوم ، وهو عنصر كيميائي اكتُشف حديثًا عام 1868. [ 3 ] (طاقات انتقال الإلكترون إلى الحالة n=4 حول نواة ذات شحنة +2 قريبة جدًا من طاقات انتقال الإلكترون إلى الحالة n=2 حول نواة ذات شحنة +1، ولكن مع وجود خطوط إضافية للإلكترونات التي تنتقل من حالات ذات قيم فردية لـ n، والتي تتوافق طاقاتها مع انتقالات من حالة n/2 افتراضية في الهيدروجين. [ 4 ] ) لاحظ بيكرينغ أوجه تشابه بين أطياف وولف-رايت وأطياف السدم، وأدى هذا التشابه إلى استنتاج أن بعض نجوم وولف-رايت أو جميعها كانت النجوم المركزية للسدم الكوكبية . [ 5 ]

بحلول عام ١٩٢٩، عُزيت سعة نطاقات الانبعاث إلى اتساع دوبلر ، وبالتالي، لا بد أن الغاز المحيط بهذه النجوم يتحرك بسرعات تتراوح بين ٣٠٠ و٢٤٠٠  كم/ث على طول خط الرؤية. وخلصت الدراسة إلى أن نجم وولف-رايت يقذف الغاز باستمرار إلى الفضاء، مُنتجًا غلافًا متوسعًا من الغاز السديمي. وتُعزى القوة الدافعة لقذف الغاز بالسرعات العالية المرصودة إلى ضغط الإشعاع . [ ٦ ] وكان من المعروف أن العديد من النجوم ذات أطياف وولف-رايت هي النجوم المركزية للسدم الكوكبية، ولكن من المعروف أيضًا أن العديد منها لا يرتبط بسديم كوكبي واضح أو أي سديم مرئي على الإطلاق. [ ٧ ]

بالإضافة إلى الهيليوم، رصد كارلايل سميث بيلز خطوط انبعاث الكربون والأكسجين والنيتروجين في أطياف نجوم وولف-رايت. [ 8 ] [ 9 ] وفي عام 1938، صنّف الاتحاد الفلكي الدولي أطياف نجوم وولف-رايت إلى نوعين: WN وWC، وذلك بناءً على ما إذا كان الطيف يهيمن عليه خطوط النيتروجين أو الكربون-الأكسجين على التوالي. [ 10 ]

في عام 1969، جُمعت عدة سدم كوكبية فائقة اللمعان ذات خطوط انبعاث قوية للأكسجين سداسي التكافؤ (O VI ) ضمن تصنيف جديد يُعرف باسم "تسلسل O VI "، أو ببساطة نوع OVI. [ 11 ] وبعد ذلك بوقت قصير، وُصفت نجوم مشابهة غير مرتبطة بسدم كوكبية، واعتُمد تصنيف WO لها. [ 12 ] [ 13 ] ثم صُنفت نجوم OVI لاحقًا على أنها نجوم [WO]، بما يتوافق مع نجوم المجموعة  الأولى من نجوم WR. [ 14 ]

أدى فهم أن بعض نجوم WN المتأخرة، وأحيانًا غير المتأخرة جدًا، التي تحتوي أطيافها على خطوط الهيدروجين، تمر بمرحلة تطور مختلفة عن نجوم WR الخالية من الهيدروجين، إلى استحداث مصطلح WNh لتمييز هذه النجوم عمومًا عن نجوم WN الأخرى. وكانت تُعرف سابقًا باسم نجوم WNL، على الرغم من وجود نجوم WN متأخرة النوع خالية من الهيدروجين، بالإضافة إلى نجوم WR تحتوي على الهيدروجين في مراحل مبكرة مثل WN5. [ 15 ]

تصنيف

طيف WR 137
طيف WR 137 ، وهو نجم WC7 [ 16 ] وواحد من النجوم الثلاثة الأصلية من نوع WR (المحور الأفقي: الطول الموجي بالأنجستروم - تم تسمية الذروة عند 5694 بشكل خاطئ ويجب أن تكون C III ، وهو خط رئيسي لتصنيف نجوم WC).

سُميت نجوم وولف-رايت بناءً على خطوط الانبعاث العريضة والقوية في أطيافها، والتي تُنسب إلى الهيليوم والنيتروجين والكربون والسيليكون والأكسجين ، بينما تكون خطوط الهيدروجين فيها ضعيفة أو غائبة عادةً. في البداية ، كانت تُعرف ببساطة باسم نجوم الفئة W أو نجوم النوع W، [ 17 ] [ 18 ] ثم قُسِّم التصنيف إلى نجوم ذات خطوط نيتروجين متأين سائدة (N III و N IV و N V ) ونجوم ذات خطوط كربون متأين سائدة (C III وC IV ) وأحيانًا أكسجين (O III – O VI ) ، ويُشار إليها بـ WN وWC على التوالي. [ 19 ] قُسِّمت الفئتان WN وWC لاحقًا إلى تسلسلات حرارية WN5–WN8 وWC6–WC8 بناءً على القوة النسبية لخطوط He II عند 541.1 نانومتر وHe I عند 587.5 نانومتر . غالبًا ما تحتوي خطوط انبعاث وولف-رايت على جناح امتصاص عريض ( ملف تعريف P Cygni ) مما يشير إلى وجود مادة محيطة بالنجم. تم فصل تسلسل WO عن تسلسل WC حتى في النجوم الأكثر سخونة، حيث يطغى انبعاث الأكسجين المتأين على انبعاث الكربون المتأين، على الرغم من أن النسب الفعلية لهذين العنصرين في النجوم من المرجح أن تكون متقاربة. [ 7 ] يتم التمييز رسميًا بين أطياف WC وWO بناءً على وجود أو غياب انبعاث C III . [ 20 ] كما تفتقر أطياف WC عمومًا إلى خطوط O VI القوية في أطياف WO. [ 21 ] 

تم توسيع التسلسل الطيفي WN ليشمل WN2–WN9، وتم تحسين التعريفات بناءً على القوة النسبية لخطوط N III عند 463.4–464.1  نانومتر و531.4  نانومتر، وخطوط N IV عند 347.9–348.4  نانومتر و405.8  نانومتر، وخطوط N V عند 460.3  نانومتر  و461.9 نانومتر و493.3–494.4  نانومتر. [ 22 ] هذه الخطوط منفصلة بوضوح عن مناطق انبعاث الهيليوم القوي والمتغير، وترتبط قوة الخطوط ارتباطًا وثيقًا بدرجة الحرارة. تم تصنيف النجوم ذات الأطياف المتوسطة بين WN وOfpe على أنها WN10 وWN11، على الرغم من أن هذه التسمية ليست مقبولة عالميًا. [ 23 ]

تم اقتراح النوع WN1 للنجوم التي لا تحتوي على خطوط N IV أو N V ، وذلك لاستيعاب النجمين Brey 1 وBrey 66 اللذين بدا أنهما يقعان بين النوعين WN2 وWN2.5. [ 24 ] لاحقًا، تم تحديد شدة الخطوط وعرضها لكل فئة فرعية من فئات WN، واعتُبرت النسبة بين خطي He II  عند 541.1 نانومتر وHe I عند 587.5 نانومتر المؤشر الرئيسي لمستوى التأين، وبالتالي للفئة الطيفية الفرعية. وبذلك، اختفت الحاجة إلى النوع WN1، وأصبح كل من Brey 1 وBrey 66 يُصنفان الآن ضمن النوع WN3b. كما تم إسقاط الفئتين WN2.5 وWN4.5 اللتين كانتا أقل شيوعًا. [ 25 ]   

تصنيف أطياف WN
النوع الطيفيالمعايير الأصلية [ 20 ]المعايير المحدثة [ 25 ]ميزات أخرى
WN2N V ضعيف أو غائبغياب N V و N IVهي 2 قوي ، لا هي 1
WN2.5N V موجود، N IV غائبالفئات القديمة
WN3N IV ≪ N V ، N III ضعيف أو غائبHe II /He I > 10، He II /C IV > 5خصائص غريبة، وقوة N V غير متوقعة
WN4N IV ≈ N V ، N III ضعيف أو غائب4 < He II /He I < 10، N V /N III > 2ج 4 موجود
WN4.5N IV > N V ، N III ضعيف أو غائبالفئات القديمة
WN5N III ≈ N IV ≈ N V1.25 < He II /He I < 8، 0.5 < N V /N III < 2N IV أو C IV > He I
WN6N III ≈ N IV , N V ضعيف1.25 < He II /He I < 8، 0.2 < N V /N III < 0.5C IV ≈ He I
WN7N III > N IV0.65 < He II /He I < 1.25ملف تعريف P-Cyg ضعيف: He I ، He II > N III ، C IV > He I
WN8N III ≫ N IVHe II /He I < 0.65ملف تعريف قوي لـ P-Cyg، He I ، He II ≈ N III ، C IV ضعيف
WN9N III > N II ، N IV غائبN III > N II ، N IV غائبملف تعريف P-Cyg هو أنا
WN10N III ≈ N IIN III ≈ N IIإتش بالمر، ملف تعريف P-Cyg، أنا
WN11N III ضعيف أو غائب، N II موجودN II ≈ He II ، N III ضعيف أو غائب،H Balmer، ملف تعريف P-Cyg، He I ، Fe III موجود

تم توسيع التسلسل الطيفي لمركبات WC ليشمل WC4-WC11، على الرغم من أن بعض الدراسات القديمة استخدمت أيضًا WC1-WC3. خطوط الانبعاث الأساسية المستخدمة لتمييز الأنواع الفرعية لمركبات WC هي: C II عند 426.7  نانومتر، وC III عند 569.6  نانومتر، وC III/IV عند 465.0  نانومتر، وC IV عند 580.1-581.2  نانومتر، ومزيج O V (وO III ) عند 557.2-559.8  نانومتر. [ 20 ] تم توسيع التسلسل ليشمل WC10 وWC11، وتم تحديد معايير التصنيف الفرعي كميًا بناءً على القوة النسبية لخطوط الكربون، وذلك بالاعتماد على عوامل التأين حتى في حال وجود اختلافات في وفرة الكربون والأكسجين. [ 21 ]

تصنيف أطياف WC
النوع الطيفيالمعايير الأصلية [ 20 ]المعايير الكمية [ 21 ]ميزات أخرى
أساسيالمرحلة الثانوية
WC4C IV قوي، C II ضعيف، O V متوسطC IV /C III > 32O V /C III > 2.5O VI ضعيف أو غائب
WC5C III ≪ C IV ، C III < O V12.5 < C IV /C III < 320.4 < C III /O V < 3O VI ضعيف أو غائب
WC6C III ≪ C IV ، C III > O V4 < C IV /C III < 12.51 < C III /O V < 5O VI ضعيف أو غائب
WC7C III < C IV , C III ≫ O V1.25 < C IV /C III < 4C III /O V > 1.25O VI ضعيف أو غائب
WC8C III > C IV ، C II غائب، O V ضعيف أو غائب0.5 < C IV /C III < 1.25C IV /C II > 10He II /He I > 1.25
WC9C III > C IV ، C II موجود، O V ضعيف أو غائب0.2 < C IV /C III < 0.50.6 < C IV /C II < 100.15 < He II /He I < 1.25
WC100.06 < C IV /C III < 0.150.03 < C IV /C II < 0.6He II /He I < 0.15
WC11C IV /C III < 0.06C IV /C II < 0.03هو الثاني غائب

بالنسبة للنجوم من نوع WO، تُستخدم الخطوط الطيفية الرئيسية التالية: C IV عند 580.1  نانومتر، وO IV عند 340.0  نانومتر، ومزيج O V (وO III  ) عند 557.2-559.8 نانومتر، وO VI عند 381.1-383.4  نانومتر، وO VII عند 567.0  نانومتر، وO VIII عند 606.8  نانومتر. تم توسيع التسلسل ليشمل WO5، وتم تحديد كميته بناءً على القوة النسبية لخطوط O VI / C IV وO VI /O V. [ 26 ] وفي مخطط لاحق، صُمم لتحقيق التناسق بين نجوم WR الكلاسيكية والسدم النجمية الكونية، تم العودة إلى التسلسل من WO1 إلى WO4 مع تعديل التقسيمات. [ 21 ]

تصنيف أطياف WO
النوع الطيفيالمعايير الأصلية [ 20 ]المعايير الكمية [ 21 ]ميزات أخرى
أساسيالمرحلة الثانوية
ضابط صف أولO VII ≥ O V , O VIII حاضرO VI /O V > 12.5O VI /C IV > 1.5O VII ≥ O V
WO2O VII < O V , C IV < O VI4 < O VI /O V < 12.5O VI /C IV > 1.5O VII ≤ O V
WO3O VII ضعيف أو غائب، C IV ≈ O VI1.8 < O VI /O V < 40.1 < O VI /C IV < 1.5O VII ≪ O V
الرقيب أول 4ج 4 ≫ ع 60.5 < O VI /O V < 1.80.03 < O VI /C IV < 0.1O VII ≪ O V

يمكن للدراسات الحديثة المفصلة لنجوم وولف-رايت تحديد السمات الطيفية الإضافية، المشار إليها باللاحقات للتصنيف الطيفي الرئيسي: [ 25 ]

  • h لانبعاث الهيدروجين؛
  • ها لانبعاث وامتصاص الهيدروجين؛
  • o لعدم انبعاث الهيدروجين؛
  • w للخطوط الضعيفة؛
  • حرف s للخطوط القوية؛
  • ب للخطوط العريضة والقوية؛
  • d للغبار (وأحيانًا vd أو pd أو ed للغبار المتغير أو الدوري أو العرضي). [ 27 ]

يُعدّ تصنيف أطياف وولف-رايت معقدًا نظرًا لارتباط النجوم المتكرر بالسدم الكثيفة أو سحب الغبار أو النجوم الثنائية المرافقة. ويُستخدم اللاحق "+OB" للدلالة على وجود خطوط امتصاص في الطيف يُحتمل ارتباطها بنجم مرافق أكثر اعتيادية، أو "+abs" لخطوط الامتصاص ذات الأصل غير المعروف. [ 25 ]

تُصنّف الفئات الطيفية الفرعية الأكثر سخونة من نجوم وولف-رايت بأنها مبكرة، بينما تُصنّف الفئات الأقل سخونة بأنها متأخرة، وذلك تماشياً مع الأنواع الطيفية الأخرى. يشير كل من WNE وWCE إلى أطياف النوع المبكر، بينما يشير كل من WNL وWCL إلى أطياف النوع المتأخر، مع وجود خط فاصل تقريباً عند الفئة الفرعية السادسة أو السابعة. لا يوجد ما يُسمى بنجم من النوع المتأخر WO. تميل نجوم WNE بشدة إلى أن تكون فقيرة بالهيدروجين، بينما غالباً ما تتضمن أطياف نجوم WNL خطوط الهيدروجين. [ 20 ] [ 28 ]

تُحدد الأنواع الطيفية للنجوم المركزية في السدم الكوكبية بوضعها بين قوسين مربعين (مثل [WC4]). [ 20 ] [ 29 ] وهي جميعها تقريبًا تنتمي إلى سلسلة WC، بينما تمثل نجوم [WO] المعروفة الامتداد الساخن لسلسلة الكربون. يوجد أيضًا عدد قليل من النوعين [WN] و[WC/WN]، اللذين اكتُشفا حديثًا. [ 30 ] [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] ولا تزال آلية تكوينهما غير واضحة. تميل درجات حرارة النجوم المركزية في السدم الكوكبية إلى أن تكون متطرفة مقارنةً  بنجوم WR من المجموعة الأولى، لذا فإن النوعين [WC2] و[WC3] شائعان، وقد امتدت السلسلة إلى [WC12]. يتميز النوعان [WC11] و[WC12] بأطياف مميزة ذات خطوط انبعاث ضيقة، ولا يحتويان على خطوط He II وC IV . [ 34 ] [ 29 ]

نوفا جي كي بيرسي
GK Persei (Nova Persei 1901)، والذي أظهر ميزات Wolf-Rayet في طيفه [ 6 ]

تُظهر بعض المستعرات العظمى التي تُرصد قبل بلوغها ذروة سطوعها أطياف وولف-رايت. [ 35 ] ويعود ذلك إلى طبيعة المستعر الأعظم في هذه المرحلة: مقذوفات غنية بالهيليوم تتمدد بسرعة، تُشبه رياح وولف-رايت الشديدة. لا تدوم خصائص طيف وولف-رايت إلا لبضع ساعات، حيث تتلاشى خصائص التأين العالي تدريجيًا حتى لا يتبقى سوى انبعاثات ضعيفة من الهيدروجين والهيليوم المتعادل، قبل أن يحل محلها طيف المستعر الأعظم التقليدي. وقد اقتُرح تسمية هذه الأنواع الطيفية بالحرف "X"، على سبيل المثال XWN5(h). [ 36 ] وبالمثل، تُظهر المستعرات الكلاسيكية أطيافًا تتكون من نطاقات انبعاث واسعة تُشبه نجم وولف-رايت. وينتج هذا عن الآلية الفيزيائية نفسها: التمدد السريع للغازات الكثيفة حول مصدر مركزي شديد الحرارة. [ 7 ]

نجوم متقاطعة

يعتمد التمييز بين نجوم وولف-رايت ونجوم الفئة الطيفية  O ذات درجة الحرارة المماثلة على وجود خطوط انبعاث قوية للهيليوم والنيتروجين والكربون والأكسجين المتأين، ولكن هناك عدد من النجوم ذات خصائص طيفية متوسطة أو مُربكة. على سبيل المثال،  قد تُظهر نجوم O عالية اللمعان وجود الهيليوم والنيتروجين في أطيافها مع بعض خطوط الانبعاث، بينما تحتوي بعض نجوم وولف-رايت على خطوط الهيدروجين، وانبعاث ضعيف، وحتى مكونات امتصاص. وقد صُنفت هذه النجوم ضمن أنواع طيفية مثل O3If ∗ /WN6، ويُشار إليها باسم النجوم المائلة. [ 37 ]

يمكن أن تُظهر النجوم العملاقة من الفئة O خطوط انبعاث للهيليوم والنيتروجين، أو مكونات انبعاث لبعض خطوط الامتصاص. ويُشار إلى ذلك برموز لاحقة خاصة بالخصائص الطيفية لهذا النوع من النجوم.

  • f لانبعاثات N III و He II
  • f * لانبعاثات N و He مع N iv أقوى من N iii
  • f + للانبعاث في Si iv بالإضافة إلى N و He
  • تشير الأقواس إلى خطوط امتصاص He ii بدلاً من خطوط الانبعاث، على سبيل المثال (و)
  • تشير الأقواس المزدوجة إلى امتصاص قوي لـ He ii وانبعاث N iii مخفف، على سبيل المثال ((f + ))

يمكن أيضًا دمج هذه الرموز مع مُحدِّدات أكثر عمومية للنوع الطيفي مثل p أو a. تشمل التركيبات الشائعة OIafpe وOIf * وOfpe. في سبعينيات القرن الماضي، لوحظ وجود تدرج طيفي من فئة الامتصاص O النقية إلى أنواع WR الواضحة، ولم يكن من الواضح ما إذا كان ينبغي إعطاء بعض النجوم المتوسطة نوعًا طيفيًا مثل O8Iafpe أو WN8-a. اقتُرح استخدام رمز الشرطة المائلة للتعامل مع هذه الحالات، وتم تخصيص النوع الطيفي O3If * /WN6-A للنجم Sk−67°22. [ 38 ] تم تحسين معايير التمييز بين نجوم OIf * وOIf * /WN وWN لضمان الاتساق. تُستخدم تصنيفات النجوم باستخدام الشرطة المائلة عندما يكون لخط Hβ شكل P Cygni؛ وهو خط امتصاص في النجوم العملاقة O وخط انبعاث في نجوم WN. تم تقديم معايير لأنواع الطيف النجمي التالية، باستخدام خطوط انبعاث النيتروجين عند 463.4-464.1  نانومتر، و405.8  نانومتر، و460.3-462.0  نانومتر، بالإضافة إلى نجم قياسي لكل نوع: [ 37 ]

تصنيف نجوم الـ slash
النوع الطيفينجمة قياسيةمعايير
O2If * /WN5ميلنيك 35N الرابع ≫ N iii , N v ≥ N iii
O2.5If * /WN6WR 25N iv > N iii , N v < N iii
O3.5If * /WN7ميلنيك 51N iv < N iii , N v ≪ N iii

تُستخدم مجموعة أخرى من الأنواع الطيفية للنجوم من نوع Ofpe/WN. تتميز هذه النجوم بأطياف عملاقة فائقة من النوع O بالإضافة إلى انبعاثات النيتروجين والهيليوم، وملامح P Cygni. ويمكن اعتبارها، بدلاً من ذلك، نجوم WN ذات مستويات تأين وهيدروجين منخفضة بشكل غير عادي. [ 39 ] كان استخدام رمز الشرطة المائلة لهذه النجوم مثيرًا للجدل، وكان البديل هو توسيع تسلسل النيتروجين WR إلى WN10 وWN11. [ 40 ] فضل باحثون آخرون استخدام رمز WNha، على سبيل المثال WN9ha لـ WR 108. [ 41 ] توصية حديثة هي استخدام نوع طيفي من النوع O مثل O8Iaf إذا كان خط He I  عند 447.1 نانومتر في حالة امتصاص، وفئة WR من النوع WN9h أو WN9ha إذا كان للخط ملامح P Cygni. [ 37 ] ومع ذلك، لا يزال استخدام رمز الشرطة المائلة Ofpe/WN، بالإضافة إلى تصنيفات WN10 وWN11، شائعًا. [ 42 ]

تم تحديد مجموعة ثالثة من النجوم ذات أطياف تحتوي على خصائص كل من نجوم الفئة O ونجوم وولف-رايت. تسعة نجوم في سحابة ماجلان الكبرى لها أطياف تحتوي على خصائص WN3 وO3V، لكنها لا تبدو ثنائية. كما أن العديد من نجوم وولف-رايت في سحابة ماجلان الصغرى لها أطياف WN مبكرة جدًا بالإضافة إلى خصائص امتصاص عالية الإثارة. وقد اقتُرح أن هذه النجوم قد تكون حلقة مفقودة تؤدي إلى نجوم وولف-رايت الكلاسيكية أو نتيجةً للتجريد المدّي بواسطة نجم مرافق منخفض الكتلة. [ 43 ]

التسمية

سديم كارينا حول نجم وولف-رايت WR 22
WR 22 في سديم كارينا

كانت النجوم الثلاثة الأولى من نوع وولف-رايت التي تم تحديدها، والتي تصادف أنها جميعًا مصحوبة بنجوم ساخنة من الفئة O، قد رُقّمت بالفعل في فهرس هنري درابر . وقد أُشير إلى هذه النجوم وغيرها باسم نجوم وولف-رايت منذ اكتشافها الأولي، ولكن لم تُوضع لها اصطلاحات تسمية محددة إلا في عام 1962 في الفهرس "الرابع" لنجوم وولف-رايت المجرية. [ 44 ] لم تكن الفهارس الثلاثة الأولى قوائم مُخصصة لنجوم وولف-رايت، بل استخدمت فقط التسميات الموجودة آنذاك. [ 45 ] [ 46 ] [ 47 ]

رتب الفهرس الرابع لنجوم وولف-رايت النجوم تسلسليًا حسب ترتيب المطلع المستقيم . أما الفهرس الخامس، فاستخدم الأرقام نفسها مسبوقة بالحرفين MR نسبةً إلى مؤلف الفهرس الرابع، بالإضافة إلى سلسلة أرقام أخرى مسبوقة بالحرفين LS للاكتشافات الجديدة. [ 22 ] لم يعد أي من نظامي الترقيم هذين شائع الاستخدام.

كتالوجات WR الحديثة

كان الفهرس السادس لنجوم وولف-رايت المجرية أول فهرس يحمل هذا الاسم، كما أنه وصف الفهارس الخمسة السابقة التي تحمل الاسم نفسه. وقد قدم أيضًا أرقام WR المستخدمة على نطاق واسع منذ ذلك الحين لنجوم WR المجرية. وهي عبارة عن تسلسل رقمي من WR 1 إلى WR 158 حسب ترتيب المطلع المستقيم. [ 48 ]

تم تجميع الفهرس السابع وملحقه في عام 2001، واستخدما نفس نظام الترقيم، مع إضافة النجوم الجديدة إلى التسلسل باستخدام لاحقات بأحرف صغيرة، على سبيل المثال WR 102ka لأحد نجوم WR العديدة المكتشفة في مركز المجرة. [ 20 ] [ 49 ] تستخدم المسوحات الحديثة لتحديد النجوم ذات الحجم الكبير أنظمة ترقيم خاصة بها للأعداد الكبيرة من الاكتشافات الجديدة. [ 50 ] أُضيف ملحق عام 2006 إلى الفهرس السابع.

في عام 2011، تم إنشاء فهرس "الذئب المجري" الإلكتروني، الذي تستضيفه جامعة شيفيلد . اعتبارًا من فبراير 2025، يضم الفهرس 709 نجمًا. [ 51 ]

أنظمة ترقيم أخرى

تُرقّم نجوم وولف-رايت في المجرات الخارجية باستخدام أنظمة ترقيم مختلفة. في سحابة ماجلان الكبرى ، يُعدّ نظام التسمية الأكثر شيوعًا وشمولًا لنجوم وولف-رايت هو "الفهرس الرابع لنجوم وولف-رايت من المجموعة الأولى في سحابة ماجلان الكبرى" [ 52 ] ، مسبوقًا بالرمز BAT-99 ، على سبيل المثال BAT-99 105. يُشار إلى العديد من هذه النجوم أيضًا برقمها الثالث في الفهرس، على سبيل المثال Brey 77. [ 53 ] اعتبارًا من عام 2018، تم فهرسة 154 نجمًا من نجوم وولف-رايت في سحابة ماجلان الكبرى، معظمها من نوع WN، ولكن بما في ذلك حوالي 23 نجمًا من نوع WC، بالإضافة إلى ثلاثة نجوم من فئة WO النادرة للغاية. [ 43 ] [ 54 ] يُشار إلى العديد من هذه النجوم غالبًا بأرقامها في مرصد رادكليف لسحابة ماجلان (RMC)، والتي غالبًا ما تُختصر إلى R فقط، على سبيل المثال R136a1 .

في سحابة ماجلان الصغرى ، تُستخدم أرقام WR، والتي يُشار إليها عادةً بأرقام AB، على سبيل المثال AB7 . [ 55 ] لا يوجد سوى اثني عشر نجمًا معروفًا من نوع WR في سحابة ماجلان الصغرى، وهو عدد قليل جدًا يُعتقد أنه ناتج عن انخفاض نسبة المعادن في تلك المجرة. [ 56 ] [ 57 ] [ 58 ]

في عام 2012، قام فريق عمل تابع للاتحاد الفلكي الدولي بتوسيع نظام الترقيم الخاص بكتالوج نجوم وولف-رايت في مجرتنا، بحيث تُمنح الاكتشافات الإضافية أقرب رقم وولف-رايت موجود مضافًا إليه لاحقة رقمية حسب ترتيب الاكتشاف. ينطبق هذا على جميع الاكتشافات منذ ملحق عام 2006، على الرغم من أن بعضها قد سُمّي بالفعل وفقًا للتسمية السابقة؛ وبالتالي، أصبح WR 42e الآن مرقّمًا WR 42-1. [ 59 ]

ملكيات

تُعدّ نجوم وولف-رايت مرحلة طبيعية في تطور النجوم الضخمة، حيث تظهر فيها خطوط انبعاث قوية وعريضة للهيليوم والنيتروجين ("تسلسل WN")، والكربون ("تسلسل WC")، والأكسجين ("تسلسل WO"). وبفضل خطوط انبعاثها القوية، يُمكن رصدها في المجرات القريبة. وقد تمّ تصنيف حوالي 600 نجم من نجوم وولف-رايت في مجرتنا درب التبانة . [ 20 ] [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ] وقد تغيّر هذا العدد بشكل كبير خلال السنوات القليلة الماضية نتيجةً للمسوحات الضوئية والطيفية في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة، والتي خُصّصت لاكتشاف هذا النوع من الأجرام في مستوى المجرة . [ 60 ] من المتوقع أن يكون هناك أقل من 1000 نجم من نوع WR في بقية مجرات المجموعة المحلية ، مع وجود حوالي 166 نجمًا معروفًا في سحابتي ماجلان ، [ 43 ] و206 نجوم في مجرة ​​المثلث ، [ 61 ] و154 نجمًا في مجرة ​​أندروميدا . [ 62 ]

خارج المجموعة المحلية، كشفت مسوحات المجرات الكاملة عن آلاف النجوم المرشحة لتصنيف وولف-رايت. فعلى سبيل المثال، في مجموعة M101 ، تم رصد أكثر من ألف نجم محتمل من نجوم وولف-رايت، تتراوح سطوعها بين 21 و25، [ 63 ] ويأمل علماء الفلك في فهرسة أكثر من عشرة آلاف نجم في نهاية المطاف. [ 64 ] ومن المتوقع أن تكون هذه النجوم شائعة بشكل خاص في مجرات وولف-رايت التي سُميت تيمناً بها، وفي مجرات الانفجار النجمي . [ 65 ]

تتشكل خطوط انبعاثها المميزة في منطقة الرياح عالية السرعة الممتدة والكثيفة التي تُحيط بالغلاف الضوئي النجمي شديد الحرارة ، مما يُنتج فيضًا من الأشعة فوق البنفسجية يُسبب التألق في منطقة الرياح المُشكِّلة للخطوط. [ 16 ] تكشف عملية القذف هذه، تباعًا، أولًا عن نواتج غنية بالنيتروجين ناتجة عن احتراق الهيدروجين في دورة CNO (نجوم WN)، ثم لاحقًا عن طبقة غنية بالكربون ناتجة عن احتراق الهيليوم (نجوم من نوع WC وWO). [ 13 ]

الخصائص الفيزيائية لنجوم المجموعة المجرية الأولى WN [ 28 ] [ 66 ] [ 67 ]
النوع الطيفيدرجة الحرارة (كلفن)نصف القطر ( R ☉ )الكتلة ( M☉ )​اللمعان ( L ☉ )حجم مطلقمثال
WN2141,0000.8916280,000-2.6WR 2
WN3850002.319220,000-3.2WR 46
WN470,0002.315200,000-3.8WR 1
WN560,0003.715160,000-4.4WR 149
WN5h50,000202005,000,000-8.0R136a1
WN6560005.718160,000-5.1سي دي كروسيس
WN6h4500025743,300,000-7.5NGC 3603-A1
WN750,0006.021350,000-5.7WR 120
WN7h4500023522,000,000-7.2WR 22
WN8450006.611160,000-5.5WR 123
WN8h40,00022391,300,000-7.2WR 124
WN9h350002333940,000-7.1WR 102ea

يتضح أن نجوم WNh تختلف تمامًا عن نجوم WN الخالية من الهيدروجين. فعلى الرغم من تشابه أطيافها، إلا أنها أضخم بكثير، وأكبر حجمًا، وتُعدّ من بين ألمع النجوم المعروفة. وقد رُصدت منذ ظهور WN5h في سحابتي ماجلان. لا يزال النيتروجين الظاهر في طيف نجوم WNh ناتجًا عن اندماج دورة CNO في النواة، ولكنه يظهر على سطح النجوم الأضخم نتيجةً للاختلاط الدوراني والحملي أثناء مرحلة احتراق الهيدروجين في النواة، وليس بعد فقدان الغلاف الخارجي أثناء اندماج الهيليوم في النواة. [ 15 ]

الخصائص الفيزيائية لنجوم المجموعة المجرية الأولى WO/C [ 68 ]
النوع الطيفيدرجة الحرارة (كلفن) [ 68 ]نصف القطر ( R ☉ ) [ 68 ]الكتلة ( M☉ ) [ 68 ]​اللمعان ( L ☉ ) [ 68 ]حجم مطلقمثال
WO2200,0000.722630,000-1.7WR 142
WC4117,0000.910158,000-3.28WR 143
WC5830003.218398,000-4.87ثيتا موسكا
WC6780003.618501,000-4.75WR 45
WC7710004.017398,000-4.8WR 86
WC860,0006.318398,000-5.32جاما فيلوروم
WC9440008.713251,000-5.57WR 104

تُلاحظ بعض نجوم وولف-رايت من سلسلة الكربون (WC)، وخاصةً تلك التي تنتمي إلى أحدث أنواعها، بسبب إنتاجها للغبار . يحدث هذا عادةً في النجوم التي تنتمي إلى أنظمة ثنائية نتيجةً لتصادم الرياح النجمية التي تُشكّل الزوج، [ 20 ] كما هو الحال في النظام الثنائي الشهير WR 104 ؛ ومع ذلك، تحدث هذه العملية أيضًا في النجوم المفردة. [ 16 ]

نسبة ضئيلة - حوالي 10% - من النجوم المركزية في السدم الكوكبية ، على الرغم من كتلتها المنخفضة نسبيًا - حوالي 0.6 كتلة شمسية - تُصنف رصديًا ضمن نجوم وولف-رايت؛ أي أنها تُظهر أطياف انبعاث خطوط عريضة من الهيليوم والكربون والأكسجين. وتُعرف هذه النجوم بـ [WR]، وهي أجرام أقدم بكثير، منحدرة من نجوم متطورة منخفضة الكتلة، وترتبط ارتباطًا وثيقًا بالأقزام البيضاء ، وليس بنجوم المجموعة الأولى فائقة الصغر وعالية الكتلة التي تُشكل الجزء الأكبر من فئة وولف-رايت. [ 69 ] وتُستبعد هذه النجوم عمومًا من فئة نجوم وولف-رايت، أو ما يُشار إليها بنجوم من نوع وولف-رايت. [ 28 ]

المعدنية

تختلف أعداد وخصائص نجوم وولف-رايت باختلاف التركيب الكيميائي لنجومها الأصلية. ويُعدّ معدل فقدان الكتلة عند مستويات مختلفة من المعدنية أحد العوامل الرئيسية لهذا الاختلاف. فارتفاع نسبة المعدنية يؤدي إلى فقدان كبير في الكتلة، مما يؤثر على تطور النجوم الضخمة وخصائص نجوم وولف-رايت. وتتسبب المستويات الأعلى من فقدان الكتلة في فقدان النجوم لطبقاتها الخارجية قبل أن يتطور لب حديدي وينهار، بحيث تعود النجوم العملاقة الحمراء الأكثر ضخامة إلى درجات حرارة أعلى قبل أن تنفجر كمستعر أعظم، ولا تتحول النجوم الأكثر ضخامة إلى نجوم عملاقة حمراء. في مرحلة وولف-رايت، يؤدي فقدان الكتلة الأكبر إلى استنزاف أسرع للطبقات خارج اللب الحملي، وانخفاض وفرة الهيدروجين على السطح، وتجريد أسرع للهيليوم لإنتاج طيف WC.

يمكن ملاحظة هذه الاتجاهات في مختلف مجرات المجموعة المحلية، حيث تتفاوت نسبة المعادن من مستويات قريبة من مستويات الشمس في مجرة ​​درب التبانة، إلى مستويات أقل في مجرة ​​أندروميدا (M31)، ثم إلى مستويات أقل في سحابة ماجلان الكبرى، وأخيرًا إلى مستويات أقل بكثير في سحابة ماجلان الصغرى. وتُلاحظ اختلافات كبيرة في نسبة المعادن بين المجرات، حيث تُظهر مجرة ​​أندروميدا (M33) ومجرة درب التبانة نسب معادن أعلى بالقرب من المركز، بينما تُظهر مجرة ​​أندروميدا (M31) نسب معادن أعلى في القرص مقارنةً بالهالة. وهكذا، يُلاحظ أن سحابة ماجلان الصغرى تحتوي على عدد قليل من نجوم وولف-رايت مقارنةً بمعدل تكوينها النجمي، ولا تحتوي على أي نجوم من نوع وولف-رايت (نجم واحد فقط من النوع الطيفي WO). أما مجرة ​​درب التبانة، فتحتوي على أعداد متساوية تقريبًا من نجوم وولف-رايت ونجوم وولف-رايت، وعدد كبير من نجوم وولف-رايت. بينما تحتوي المجرات الرئيسية الأخرى على عدد أقل من نجوم وولف-رايت، وعدد أكبر من نجوم وولف-رايت مقارنةً بنجوم وولف-رايت. وتتميز نجوم وولف-رايت في سحابة ماجلان الكبرى، وخاصةً في سحابة ماجلان الصغرى، بانبعاثات أضعف وميل إلى ارتفاع نسبة الهيدروجين في غلافها الجوي. تُظهر نجوم WR في سحابة ماجلان الصغرى بشكل شبه عام بعض خطوط الهيدروجين وحتى خطوط الامتصاص حتى في أقدم أنواعها الطيفية، وذلك بسبب الرياح الأضعف التي لا تحجب الغلاف الضوئي تمامًا. [ 70 ]

تُقدّر الكتلة القصوى لنجم من نجوم التسلسل الرئيسي، القادر على التطور عبر مرحلة العملاق الأحمر الفائق والعودة إلى نجم WNL، بحوالي 20 كتلة شمسية في مجرة ​​درب التبانة، و32 كتلة شمسية في سحابة ماجلان الكبرى، وأكثر من 50 كتلة شمسية في سحابة ماجلان الصغرى. أما مرحلتا WNE وWC الأكثر تطورًا، فلا تصل إليهما إلا النجوم ذات الكتلة الأولية التي تتجاوز 25 كتلة شمسية عند معدنية قريبة من معدنية الشمس، وتتجاوز 60 كتلة شمسية في سحابة ماجلان الكبرى. ومن غير المتوقع أن يُنتج التطور الطبيعي للنجوم المفردة أي نجوم WNE أو WC عند معدنية سحابة ماجلان الصغرى. [ 71 ]     

تناوب

رصد تلسكوب هابل قرصًا غازيًا هائلاً حول نجم ضخم فريد من نوعه
رسم توضيحي لفنان لقرص غازي يحيط بالنجم الضخم الغني بالهيدروجين WR 122

يتأثر فقدان الكتلة بمعدل دوران النجم، وخاصةً عند انخفاض نسبة المعادن. يُسهم الدوران السريع في خلط نواتج اندماج النواة مع باقي أجزاء النجم، مما يزيد من وفرة العناصر الثقيلة على سطحه، ويؤدي إلى فقدان الكتلة. كما يتسبب الدوران السريع في بقاء النجوم على التسلسل الرئيسي لفترة أطول من النجوم بطيئة الدوران، وتطورها بشكل أسرع بعيدًا عن مرحلة العملاق الأحمر، أو حتى تطورها مباشرةً من التسلسل الرئيسي إلى درجات حرارة أعلى في حالة الكتل العالية جدًا، أو نسبة المعادن العالية، أو الدوران السريع جدًا.

يؤدي فقدان كتلة النجوم إلى فقدان الزخم الزاوي، مما يُبطئ دوران النجوم الضخمة بسرعة. من المفترض أن تتوقف النجوم الضخمة جدًا، ذات التركيب المعدني القريب من الشمس، تقريبًا عن الدوران تمامًا وهي لا تزال على التسلسل الرئيسي، بينما عند التركيب المعدني لسحابة ماجلان الصغرى، يمكنها الاستمرار في الدوران بسرعة حتى عند أعلى الكتل المرصودة. قد يُفسر الدوران السريع للنجوم الضخمة الخصائص والأعداد غير المتوقعة لنجوم وولف-رايت في سحابة ماجلان الصغرى، مثل درجات حرارتها ولمعانها المرتفعين نسبيًا. [ 70 ]

ثنائي

يمكن أن تتطور النجوم الضخمة في الأنظمة الثنائية إلى نجوم وولف-رايت نتيجةً لتجريدها من كتلتها بواسطة نجم مرافق، وليس بسبب فقدان الكتلة الذاتي الناتج عن الرياح النجمية. هذه العملية غير حساسة نسبيًا لنسبة المعادن أو دوران النجوم الفردية، ومن المتوقع أن تُنتج مجموعة متسقة من نجوم وولف-رايت عبر جميع مجرات المجموعة المحلية. ونتيجةً لذلك، ينبغي أن تكون نسبة نجوم وولف-رايت المُنتجة عبر القنوات الثنائية، وبالتالي عدد نجوم وولف-رايت المرصودة في أنظمة ثنائية، أعلى في البيئات ذات نسبة المعادن المنخفضة. تشير الحسابات إلى أن نسبة نجوم وولف-رايت الثنائية المرصودة في سحابة ماجلان الصغرى قد تصل إلى 98%، على الرغم من أن أقل من نصفها يُرصد فعليًا مصحوبًا بنجم مرافق ضخم. تبلغ نسبة النجوم الثنائية في مجرة ​​درب التبانة حوالي 20%، بما يتوافق مع الحسابات النظرية. [ 72 ]

السدم

LHA 115 - N76A
ينتج AB7 أحد أعلى السدم إثارة في سحابتي ماجلان .

تُحاط نسبة كبيرة من نجوم وولف-رايت بسديم مرتبط مباشرةً بالنجم، وليس مجرد سديم الخلفية المعتاد المصاحب لأي منطقة تكوّن نجوم ضخمة، ولا سديم كوكبي مُتشكّل من نجم ما بعد مرحلة العملاق المقارب . يتخذ هذا السديم أشكالًا متنوعة، ما جعل تصنيفه صعبًا. صُنّف العديد منها في الأصل على أنها سدم كوكبية، وأحيانًا لا يُمكن التمييز بين سديم كوكبي حول نجم منخفض الكتلة ما بعد مرحلة العملاق المقارب وسديم ذي شكل مماثل حول نجم ذي نواة أكثر ضخامة يحرق الهيليوم إلا من خلال دراسة دقيقة متعددة الأطوال الموجية. [ 71 ] [ 73 ]

مجرات وولف-رايت

مجرة وولف-رايت هي نوع من مجرات الانفجار النجمي، حيث يوجد عدد كافٍ من نجوم وولف-رايت بحيث تصبح أطياف خطوط انبعاثها المميزة مرئية في الطيف الكلي للمجرة. [ 74 ] وتحديدًا، يُعدّ وجود خط انبعاث واسع النطاق ناتج عن خط الهيليوم المتأين (He II)  عند 468.6 نانومتر والخطوط الطيفية المجاورة السمة المميزة لمجرة وولف-رايت. ونظرًا لقصر عمر نجوم وولف-رايت نسبيًا، فلا بد أن تكون الانفجارات النجمية في هذه المجرات قد حدثت خلال الملايين القليلة الماضية من السنين، واستمرت لأقل من مليون سنة، وإلا لكان انبعاث نجوم وولف-رايت قد طغى عليه عدد كبير من النجوم اللامعة الأخرى. [ 75 ]

تطور

تطورت النظريات المتعلقة بكيفية تشكل نجوم وولف-رايت ونموها وموتها ببطء مقارنةً بتفسيرات تطور النجوم الأقل تطرفاً . فهي نادرة، وبعيدة، وغالباً ما تكون محجوبة، وحتى في القرن الحادي والعشرين، لا تزال جوانب كثيرة من حياتها غير واضحة.

تاريخ

على الرغم من أن نجوم وولف-رايت قد تم تحديدها بوضوح كفئة مميزة وغير عادية من النجوم منذ القرن التاسع عشر، [ 76 ] إلا أن طبيعة هذه النجوم ظلت غير مؤكدة حتى أواخر القرن العشرين. قبل ستينيات القرن العشرين، كان تصنيف نجوم وولف-رايت نفسه غير مؤكد إلى حد كبير، وكانت طبيعتها وتطورها مجهولين بشكل أساسي. وقد ساهم التشابه الكبير في المظهر بين النجوم المركزية للسدم الكوكبية ونجوم وولف-رايت الكلاسيكية الأكثر سطوعًا في هذا الغموض. [ 77 ]

بحلول عام 1960 تقريبًا، أصبح التمييز بين السدم النجمية الكلاسيكية فائقة السطوع (CSPNe) ونجوم وولف-رايت الكلاسيكية الضخمة اللامعة أكثر وضوحًا. أظهرت الدراسات أنها نجوم صغيرة كثيفة محاطة بمادة نجمية محيطة واسعة، ولكن لم يكن واضحًا بعد ما إذا كانت هذه المادة تُقذف من النجم أم تنكمش عليه. [ 78 ] [ 79 ] وقد لوحظت وفرة غير عادية من النيتروجين والكربون والأكسجين، بالإضافة إلى نقص الهيدروجين، لكن الأسباب ظلت غامضة. [ 80 ] كان من المسلّم به أن نجوم وولف-رايت صغيرة جدًا ونادرة جدًا، لكن ما زال الجدل قائمًا حول ما إذا كانت تتطور نحو التسلسل الرئيسي أو بعيدًا عنه. [ 81 ] [ 82 ]

بحلول ثمانينيات القرن العشرين، اعتُبرت نجوم وولف-رايت (WR) من نسل نجوم OB الضخمة، على الرغم من أن وضعها التطوري الدقيق بالنسبة للتسلسل الرئيسي والنجوم الضخمة الأخرى المتطورة كان لا يزال مجهولاً. [ 83 ] وقد تم تجاهل أو التخلي إلى حد كبير عن النظريات التي تفترض أن غلبة نجوم وولف-رايت في الأنظمة الثنائية الضخمة وافتقارها للهيدروجين قد يكون بسبب التجريد الجاذبي. [ 84 ] وقد طُرحت نجوم وولف-رايت كأسلاف محتملة للمستعرات العظمى، ولا سيما  المستعرات العظمى من النوع Ib المكتشفة حديثًا، والتي تفتقر إلى الهيدروجين ولكنها مرتبطة على ما يبدو بنجوم ضخمة فتية. [ 83 ]

بحلول بداية القرن الحادي والعشرين، كان يُنظر إلى نجوم وولف-رايت على نطاق واسع على أنها نجوم ضخمة استنفدت هيدروجين نواتها، وخرجت من التسلسل الرئيسي، وطردت معظم غلافها الجوي، تاركةً وراءها نواة صغيرة ساخنة من الهيليوم ونواتج اندماج أثقل. [ 85 ] [ 86 ]

النماذج الحالية

الفقاعة الزرقاء في كارينا
يحيط بـ WR 31a فقاعة زرقاء ناتجة عن رياح نجمية قوية تصطدم بالمواد التي تم طردها خلال المراحل المبكرة من حياة النجم (ESA/Hubble & NASA Acknowledgement: Judy Schmidt).

تُفهم معظم نجوم وولف-رايت، من النوع الكلاسيكي الأول، الآن على أنها مرحلة طبيعية في تطور أضخم النجوم (باستثناء النجوم الأقل شيوعًا في مركز السدم الكوكبية)، إما بعد فترة كعملاق أحمر، أو بعد فترة كعملاق أزرق، أو مباشرةً من أضخم نجوم التسلسل الرئيسي. من المتوقع أن تنفجر العمالقة الحمراء الأقل كتلة فقط كمستعر أعظم في تلك المرحلة، بينما تعود العمالقة الحمراء الأكثر كتلة إلى درجات حرارة أعلى مع طردها لأغلفتها الجوية. ينفجر بعضها أثناء مرحلة العملاق الأصفر أو المتغير الأزرق اللامع، لكن العديد منها يتحول إلى نجوم وولف-رايت. [ 87 ] تفقد هذه النجوم أو تحرق معظم هيدروجينها، وهي الآن تدمج الهيليوم في نواتها، أو عناصر أثقل لفترة وجيزة جدًا في نهاية حياتها. [ 87 ]

تُكوّن النجوم الضخمة في التسلسل الرئيسي نواةً شديدة الحرارة تدمج الهيدروجين بسرعة فائقة عبر عملية CNO، مما يُؤدي إلى تيارات حمل حراري قوية في جميع أنحاء النجم. يتسبب هذا في اختلاط الهيليوم بالسطح، وهي عملية تتعزز بالدوران، وربما بالدوران التفاضلي حيث تدور النواة بسرعة أكبر من السطح. تُظهر هذه النجوم أيضًا زيادة في النيتروجين على السطح في عمر مبكر جدًا، نتيجةً لتغيرات في نسب الكربون والنيتروجين بسبب دورة CNO. تُؤدي زيادة العناصر الثقيلة في الغلاف الجوي، بالإضافة إلى زيادة اللمعان، إلى رياح نجمية قوية تُشكّل مصدر أطياف خطوط الانبعاث. تُطوّر هذه النجوم طيف Of، أو Of* إذا كانت شديدة الحرارة، والذي يتطور إلى طيف WNh مع ازدياد الرياح النجمية. يُفسّر هذا الكتلة العالية واللمعان الكبير لنجوم WNh، التي لا تزال تحرق الهيدروجين في النواة ولم تفقد سوى القليل من كتلتها الأولية. ستتوسع هذه النجوم في النهاية إلى عمالقة زرقاء (LBVs؟) مع استنفاد الهيدروجين في النواة، أو إذا كان الاختلاط فعالاً بدرجة كافية (على سبيل المثال من خلال الدوران السريع) فقد تتطور مباشرة إلى نجوم WN بدون هيدروجين.

من المرجح أن تنتهي حياة نجوم وولف-رايت بعنف بدلاً من أن تتلاشى لتتحول إلى قزم أبيض. وبالتالي، فإن كل نجم بكتلة ابتدائية تزيد عن تسعة أضعاف كتلة الشمس تقريبًا سيؤدي حتمًا إلى انفجار مستعر أعظم (باستثناء الانهيار المباشر [ 88 ] )، وكثير منها من مرحلة وولف-رايت. [ 28 ] [ 87 ] [ 89 ]

لا تدعم الملاحظات فكرة التطور البسيط لنجوم وولف-رايت من درجات حرارة منخفضة إلى مرتفعة، وصولًا إلى نجوم من نوع وولف-أو. فنجوم وولف-أو نادرة للغاية، وجميع الأمثلة المعروفة منها أكثر سطوعًا وكتلة من نجوم وولف-كريك الأكثر شيوعًا. تشير نظريات بديلة إما إلى أن نجوم وولف-أو تتشكل فقط من أضخم نجوم التسلسل الرئيسي، [ 16 ] و/أو أنها تمر بمرحلة نهائية قصيرة العمر للغاية، لا تتجاوز بضعة آلاف من السنين، قبل أن تنفجر، حيث تتوافق مرحلة وولف-كريك مع مرحلة احتراق الهيليوم في النواة، بينما تتوافق مرحلة وولف-أو مع مراحل الاحتراق النووي اللاحقة. لا يزال من غير الواضح ما إذا كان طيف وولف-أو ناتجًا فقط عن تأثيرات التأين عند درجات حرارة عالية جدًا، أو يعكس اختلافًا فعليًا في الوفرة الكيميائية، أو ما إذا كان كلا التأثيرين يحدثان بدرجات متفاوتة. [ 87 ] [ 90 ] [ 91 ] [ 92 ]

مخطط تطور النجوم حسب الكتلة الأولية (عند نسبة معدنية شمسية)
الكتلة الابتدائية ( M☉ )التسلسل التطورينوع المستعر الأعظم
حوالي 250+لا شيء [ 88 ]
~140– ~250WNh-WNE-WOعدم استقرار الزوج/الدائرة المتكاملة
120– ~140WNh  →  WN  →  WC  →  WOالجليد
60–120O  →  من  →  WNh  ↔  LBV  →[WNL]في
45–60O  →  WNh  →  LBV/WNE?  →  WOIb/c
20–45O  →  RSG  →  WNE  →  WCالبكالوريا الدولية
15-20O  →  RSG  ↔  (YHG)  ↔  BSG  (  حلقات زرقاء)II-L (أو IIb)
8-15ب  →  آر إس جيII-P

مفتاح:

تتشكل نجوم وولف-رايت من نجوم ضخمة، مع أن نجوم المجموعة الأولى المتطورة تفقد نصف كتلتها الأولية أو أكثر عند ظهورها بمظهر نجوم وولف-رايت. على سبيل المثال، تبلغ كتلة النجم γ 2 Velorum A حاليًا حوالي 9 أضعاف كتلة الشمس، لكن كتلته الأصلية كانت 40 ضعف كتلة الشمس على الأقل. [ 93 ] النجوم ذات الكتلة العالية نادرة جدًا، نظرًا لقلة تكوّنها وقصر أعمارها. وهذا يعني أن نجوم وولف-رايت نفسها نادرة للغاية لأنها لا تتشكل إلا من أضخم نجوم التسلسل الرئيسي، ولأنها مرحلة قصيرة نسبيًا في حياة تلك النجوم. وهذا يفسر أيضًا سبب كون المستعرات العظمى من النوع Ib/c أقل شيوعًا من النوع II، لأنها تنتج عن نجوم ذات كتلة أعلى.

تُعدّ نجوم WNh، المشابهة طيفيًا لنجوم WNh ولكنها في الواقع نجوم أقل تطورًا بكثير بدأت للتو في طرد غلافها الجوي، استثناءً، إذ لا تزال تحتفظ بجزء كبير من كتلتها الأولية. جميع النجوم الأكثر ضخامة المعروفة حاليًا هي نجوم WNh وليست نجومًا من النوع O من نجوم التسلسل الرئيسي، وهو أمر متوقع لأن هذه النجوم تُظهر الهيليوم والنيتروجين على سطحها بعد بضعة آلاف من السنين فقط من تكوّنها، وربما قبل أن تصبح مرئية من خلال سحابة الغاز المحيطة بها. تفسير بديل هو أن هذه النجوم ضخمة جدًا لدرجة أنها لا تستطيع التكوّن كنجوم تسلسل رئيسي عادية، بل هي نتاج اندماج نجوم أقل تطرفًا. [ 94 ]

أدت صعوبة نمذجة الأعداد والأنواع المرصودة لنجوم وولف-رايت من خلال تطور النجوم المفردة إلى ظهور نظريات تفيد بأنها تتشكل عبر تفاعلات ثنائية قد تُسرّع فقدان الطبقات الخارجية للنجم من خلال تبادل الكتلة. يُعدّ WR 122 مثالًا محتملًا، إذ يمتلك قرصًا غازيًا مسطحًا يحيط بالنجم، ويبلغ عرضه حوالي تريليوني ميل، وقد يكون له نجم مرافق جرّده من غلافه الخارجي. [ 95 ]

المستعرات العظمى

يشتبه على نطاق واسع في أن العديد من أسلاف المستعرات العظمى من النوع Ib والنوع Ic هي نجوم WR، على الرغم من عدم التوصل إلى تحديد قاطع لمثل هذا السلف.

تفتقر المستعرات العظمى من النوع Ib إلى خطوط الهيدروجين في أطيافها. أما المستعرات العظمى من النوع Ic، الأكثر شيوعًا، فتفتقر إلى خطوط الهيدروجين والهيليوم معًا. من المتوقع أن تكون النجوم الضخمة، التي تفتقر إلى الهيدروجين في طبقاتها الخارجية، أو تفتقر إلى كل من الهيدروجين والهيليوم، هي الأسلاف لهذه المستعرات العظمى. تُعد نجوم WR مثالًا على ذلك. تفتقر جميع نجوم WR إلى الهيدروجين، وفي بعضها، وخاصةً مجموعة WO، يكون الهيليوم أيضًا منخفضًا للغاية. من المتوقع أن تتعرض نجوم WR لانهيار النواة بعد تكوينها نواة حديدية، وستكون انفجارات المستعرات العظمى الناتجة من النوع Ib أو Ic. في بعض الحالات، من الممكن ألا يُنتج الانهيار المباشر للنواة إلى ثقب أسود انفجارًا مرئيًا. [ 96 ]

تتميز نجوم وولف-رايت بإضاءة شديدة نظرًا لارتفاع درجة حرارتها، لكنها ليست ساطعة بالعين المجردة، لا سيما أشدها حرارةً والتي يُتوقع أن تُشكل معظم النجوم الأصلية للمستعرات العظمى. تشير النظرية إلى أن النجوم الأصلية للمستعرات العظمى من النوع Ibc التي رُصدت حتى الآن لن تكون ساطعة بما يكفي لرصدها، على الرغم من أنها تُفرض قيودًا على خصائص تلك النجوم الأصلية. [ 91 ] قد يكون النجم الأصلي المحتمل الذي اختفى في موقع المستعر الأعظم iPTF13bvn نجمًا واحدًا من نوع وولف-رايت، [ 97 ] على الرغم من أن تحليلات أخرى تُرجح نظامًا ثنائيًا أقل كتلةً مع نجم مُجرد أو عملاق هيليوم. [ 98 ] [ 99 ] النجم الأصلي الوحيد الآخر المحتمل للمستعر الأعظم من نوع وولف-رايت هو SN 2017ein ، ومرة ​​أخرى، من غير المؤكد ما إذا كان النجم الأصلي نجمًا واحدًا ضخمًا من نوع وولف-رايت أم نظامًا ثنائيًا. [ 100 ]

في عام 2022، أبلغ علماء الفلك من مرصد غران تلسكوبيو كانارياس عن أول انفجار مستعر أعظم لنجم من نوع وولف-رايت. كان SN 2019hgp مستعرًا أعظم من النوع Icn، وهو أيضًا أول مستعر أعظم يتم فيه رصد عنصر النيون . [ 101 ] [ 102 ]

أمثلة

يُعدّ النجم γ 2 Velorum (WR 11) المثال الأبرز لنجم وولف-رايت ، وهو نجم ساطع يُرى بالعين المجردة لمن يقطنون جنوب خط عرض 40 درجة شمالًا ، على الرغم من أن معظم ضوئه يأتي من نجم عملاق مرافق من النوع O7.5. ونظرًا لطبيعة طيفه الفريدة ( خطوط انبعاث ساطعة بدلًا من خطوط امتصاص داكنة )، يُطلق عليه لقب "جوهرة سماء الجنوب الطيفية". أما نجم وولف-رايت الوحيد الآخر الذي يتجاوز سطوعه القدر 6 فهو θ Muscae (WR 48)، وهو نجم ثلاثي له نجمان مرافقان من النوع O. وكلاهما من نجوم WC. أما النجم WR 79a ( HR 6272 )، وهو نجم وولف-رايت سابق، فيتجاوز سطوعه القدر 6، ولكنه يُعتبر الآن عملاقًا فائقًا غريبًا من النوع O8 ذو انبعاث قوي. ويأتي بعده في السطوع القدر 6.4، وهو WR 22 ، وهو نجم ثنائي ضخم ذو نجم رئيسي من النوع WN7h. [ 20 ]

يُعدّ النجم R136a1 ، وهو أضخم وألمع نجم معروف حاليًا، نجمًا من نوع وولف-رايت WNh، ولا يزال يدمج الهيدروجين في نواته. هذا النوع من النجوم، الذي يضمّ العديد من ألمع وأضخم النجوم ، صغير السنّ جدًا، وعادةً ما يوجد فقط في مركز أكثر التجمعات النجمية كثافة. في بعض الأحيان، يُعثر على نجم WNh هارب، مثل VFTS 682، خارج هذه التجمعات، ربما يكون قد قُذف من نظام نجمي متعدد أو نتيجة تفاعله مع نجوم أخرى.

من الأمثلة على الأنظمة النجمية الثلاثية التي تحتوي على نظام ثنائي من نوع وولف-رايت، نظام أبوف . يطلق هذا النظام كميات هائلة من غبار الكربون بفعل الرياح النجمية الهائلة. وعندما يدور النجمان حول بعضهما، يلتف الغبار مكونًا ذيلًا متوهجًا من السخام.

جميع النجوم غير المنحلة الأكثر سخونة (النجوم القليلة الأكثر سخونة) هي نجوم وولف-رايت، وأكثرها سخونة هو WR 102 ، الذي يبدو أن حرارته تصل إلى 210,000 كلفن، يليه WR 142 الذي تبلغ درجة حرارته حوالي 200,000 كلفن. من المفترض أن يكون لـ LMC195-1 ، الموجود في سحابة ماجلان الكبرى ، درجة حرارة مماثلة، ولكن هذه الدرجة غير معروفة حاليًا.

نجم عملاق متوهج
HD 184738 ، المعروف أيضًا باسم نجم كامبل. وهو في الواقع سديم كوكبي، ونجمه المركزي نجم قديم منخفض الكتلة، على عكس الفئة الرئيسية من نجوم وولف-رايت الضخمة. [ 103 ]

وُصِفَ النجم HD 45166 بأنه أكثر النجوم المغناطيسية الضخمة المعروفة، وأول نجم وولف-رايت مغناطيسي معروف. [ 104 ]

لا تحتوي سوى أقلية من السدم الكوكبية على نجوم مركزية من نوع WR، ولكن يوجد عدد كبير من السدم الكوكبية المعروفة بها.

السدم الكوكبية ذات النجوم المركزية من نوع WR [ 105 ]
السديم الكوكبينوع النجم المركزي
NGC 2452[WO1]
NGC 2867[WO2]
NGC 5189 (سديم كوكبي حلزوني)[WO1]
NGC 2371-2[WO1]
NGC 5315[WO4]
إن جي سي 40[WC8]
إن جي سي 7026[WO3]
إن جي سي 1501[WO4]
NGC 6751[WO4]
NGC 6369 (سديم الشبح الصغير)[WO3]
سديم الساعة الرملية ( MyCn18 )[WC]– PG1159

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ ميردين، ب. (2001). "وولف، تشارلز جيه إي (1827-1918)". موسوعة علم الفلك والفيزياء الفلكية . منشورات معهد الفيزياء. ص 4101. رمز Bibcode : 2000eaa..bookE4101. . ISBN  978-0333750889.
  2. ↑ هاغينز، دبليو؛ هاغينز، السيدة (1890). "حول نجوم وولف ورايت ذات الخطوط الساطعة في كوكبة الدجاجة" . وقائع الجمعية الملكية في لندن . 49 ( 296-301 ): 33-46 . doi : 10.1098/rspl.1890.0063 . S2CID 120014472 . 
  3. ↑ فاولر، أ. (ديسمبر 1912). "ملاحظات على الخطوط الرئيسية وسلاسل أخرى من الخطوط في طيف الهيدروجين (اللوحات 2-4)" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 73 (2): 62-63 . Bibcode : 1912MNRAS..73...62F . doi : 10.1093/mnras/73.2.62 .
  4. ↑ نيل باركر (16 أغسطس 2019). "فهم خطوط الهيليوم لبور" . رؤى منتديات الفيزياء .
  5. ↑ رايت، دبليو إتش (1914). "العلاقة بين نجوم وولف-رايت والسدم الكوكبية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 40 : 466. Bibcode : 1914ApJ....40..466W . doi : 10.1086/142138 .
  6. 1 2 بيالز، سي إس (1929). "حول طبيعة انبعاث وولف-رايت" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 90 (2): 202-212 . Bibcode : 1929MNRAS..90..202B . doi : 10.1093/mnras/90.2.202 .
  7. 1 2 3 بيالز، سي إس (1940). "حول الخصائص الفيزيائية لنجوم وولف-رايت وعلاقتها بالأجرام الأخرى من النوع المبكر (مع اللوحتين الثامنة والتاسعة)". مجلة الجمعية الفلكية الملكية الكندية . 34 : 169. رمز Bibcode : 1940JRASC..34..169B . 
  8. ↑ بيالز، سي إس (1930). "نجوم وولف-رايت". منشورات مرصد دومينيون للفيزياء الفلكية . 4 : 271-301 . رمز Bibcode : 1930PDAO....4..271B .
  9. ↑ بيالز، سي إس (1933). "تصنيف ودرجات حرارة نجوم وولف-رايت". المرصد . 56 : 196-197 . Bibcode : 1933Obs....56..196B .
  10. ↑ سوينغز، ب. (1942). "أطياف نجوم وولف-رايت والأجسام ذات الصلة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 95 : 112. Bibcode : 1942ApJ....95..112S . doi : 10.1086/144379 . hdl : 2268/72172 .
  11. ↑ ستارفيلد، س .؛ كوكس، أ.ن.؛ كيدمان، ر.ب.؛ بينسنيل، و.د. (1985). "تحليل النبضات غير القطرية للنجم المركزي للسديم الكوكبي K1-16". المجلة الفيزيائية الفلكية . 293 : L23. Bibcode : 1985ApJ...293L..23S . doi : 10.1086/184484 .
  12. ↑ ساندولياك، ن. (1971). "حول النجوم ذات انبعاثات الأكسجين السداسية القوية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 164 : L71. Bibcode : 1971ApJ...164L..71S . doi : 10.1086/180694 .
  13. 1 2 بارلو، إم جيه؛ هامر، دي جي (1982). نجوم وولف-رايت WO . نجوم وولف-رايت: الملاحظات، والفيزياء، والتطور. المجلد 99. كوزوميل، المكسيك: الاتحاد الفلكي الدولي . الصفحات 387-392 . Bibcode : 1982IAUS...99..387B . doi : 10.1007/978-94-009-7910-9_51 . ISBN   978-90-277-1470-1.
  14. ↑ آكر، أ.؛ ناينر، س. (2003). "التصنيف الكمي لنوى وولف-رايت في السدم الكوكبية" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 403 (2): 659. Bibcode : 2003A & A...403..659A . doi : 10.1051/0004-6361:20030391 .
  15. 1 2 سميث، ناثان؛ كونتي، بيتر س. (2008). "حول دور طور WNH في تطور النجوم الضخمة جدًا: تمكين عدم استقرار LBV من خلال التغذية الراجعة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 679 (2): 1467-1477 . arXiv : 0802.1742 . Bibcode : 2008ApJ...679.1467S . doi : 10.1086 / 586885 . S2CID 15529810 . 
  16. 1 2 3 4 ساندر، أ.؛ هامان، و.-ر.؛ تودت، هـ. (2012). "نجوم WC المجرية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 540 : A144. arXiv : 1201.6354 . Bibcode : 2012A & A...540A.144S . doi : 10.1051/0004-6361/201117830 . S2CID 119182468 . 
  17. ↑ باين، سيسيليا هـ. (1930). "تصنيف نجوم الفئة O". نشرة مرصد كلية هارفارد . 878 : 1. رمز Bibcode : 1930BHarO.878....1P .
  18. ↑ هاينتز، وولف د. (1978). "المكونات الثنائية من نوع وولف-رايت". النجوم المزدوجة . ص 144-145 . doi : 10.1007/978-94-009-9836-0_52 . ISBN  978-90-277-0886-1.
  19. ↑ بيالز، سي إس (1933). "تصنيف ودرجات حرارة نجوم وولف-رايت". المرصد . 56 : 196. رمز Bibcode : 1933Obs....56..196B .
  20. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 فان دير هوخت، كاريل أ. (2001). "الفهرس السابع لنجوم وولف-رايت المجرية". مراجعات علم الفلك الجديد . 45 (3): 135-232 . Bibcode : 2001NewAR..45..135V . doi : 10.1016/S1387-6473(00)00112-3 .
  21. 1 2 3 4 5 كروثر، ب.أ.؛ دي ماركو، أ.؛ بارلو، م.ج. (1998). "التصنيف الكمي لنجوم WC وWO" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 296 (2): 367-378 . Bibcode : 1998MNRAS.296..367C . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01360.x . ISSN 0035-8711 . 
  22. 1 2 سميث، ليندسي ف. (1968). "نظام تصنيف طيفي مُنقّح وفهرس جديد لنجوم وولف-رايت المجرية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 138 : 109-121 . Bibcode : 1968MNRAS.138..109S . doi : 10.1093/mnras/138.1.109 .
  23. ↑ كروثر، ب.أ.؛ سميث، ل.ج. (1997). "المعايير الأساسية لنجوم وولف-رايت. السادس. نجوم سحابة ماجلان الكبرى من نوع WNL". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 320 : 500. Bibcode : 1997A & A...320..500C . 
  24. ↑ كونتي، بيتر س.؛ ماسي، فيليب (1989). "دراسات طيفية لنجوم وولف-رايت. الجزء الرابع - قياس الطيف الضوئي لخطوط الانبعاث في نجوم المجرة ونجوم سحابة ماجلان الكبرى" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 337 : 251. Bibcode : 1989ApJ...337..251C . doi : 10.1086/167101 .
  25. 1 2 3 4 سميث، إل إف؛ مايكل، إس إم؛ موفات، إيه إف جيه (1996). "تصنيف ثلاثي الأبعاد لنجوم WN" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 281 (1): 163-191 . Bibcode : 1996MNRAS.281..163S . doi : 10.1093/mnras/281.1.163 .
  26. ↑ كينغسبورغ، آر إل؛ بارلو، إم جيه؛ ستوري، بي جيه (1995). "خصائص نجوم وولف-رايت من نوع WO". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 295 : 75. رمز Bibcode : 1995A & A...295...75K . ISSN 0004-6361 . 
  27. ↑ سميث، جيه دي تي؛ هوك، جيه آر (2001). "مسح طيفي للأشعة تحت الحمراء المتوسطة لنجوم وولف-رايت المجرية" . المجلة الفلكية . 121 (4): 2115-2123 . Bibcode : 2001AJ....121.2115S . doi : 10.1086/319968 . S2CID 122617193 . 
  28. 1 2 3 4 كروثر، بول أ. (2007). "الخواص الفيزيائية لنجوم وولف-رايت". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 45 (1): 177-219 . arXiv : astro-ph/0610356 . Bibcode : 2007ARA & A..45..177C . doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . S2CID 1076292 . 
  29. هامان ، وولف-راينر (1996). "التحليل الطيفي ونماذج الغلاف الجوي للنجوم المركزية في سلسلة وولف-راينر". ورقة بحثية مدعوة. الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 238 (1): 31. Bibcode : 1996Ap & SS.238...31H . doi : 10.1007/BF00645489 . S2CID 118326865 . 
  30. ↑ تودت، هـ.؛ وآخرون (2010). "النجم المركزي للسديم الكوكبي PB 8: رياح من نوع وولف-رايت ذات تركيب كيميائي غير عادي WN/WC". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 515 : A83. arXiv : 1003.3419 . Bibcode : 2010A & A...515A..83T . doi : 10.1051/0004-6361/200912183 . S2CID 118684886 .  
  31. ↑ ميسزالسكي، ب.؛ وآخرون (2012). "IC 4663: أول نجم مركزي واضح من نوع وولف -رايت لسديم كوكبي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 423 (1): 934-947 . arXiv : 1203.3303 . Bibcode : 2012MNRAS.423..934M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x . S2CID 10264296 .  
  32. ↑ تودت، هـ.؛ وآخرون (2013). "أبيل 48 - نجم مركزي نادر من نوع WN لسديم كوكبي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 430 (3): 2301-2312 . arXiv : 1301.1944 . Bibcode : 2013MNRAS.430.2302T . doi : 10.1093/mnras/stt056 . S2CID 118527324 .   
  33. ↑ فريو، ديفيد جيه؛ وآخرون (2014). "السديم الكوكبي أبيل 48 ونواته [ WN ] " . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 440 (2): 1345-1364 . arXiv : 1301.3994 . Bibcode : 2014MNRAS.440.1345F . doi : 10.1093/mnras/stu198 . S2CID 118489305 .   
  34. ↑ هامان، و. ر. (1997). أطياف النجوم المركزية من نوع وولف-رايت وتحليلها . مراجعة مدعوة. الندوة 180 للاتحاد الفلكي الدولي . دار نشر كلوير الأكاديمية. ص 91. رمز Bibcode : 1997IAUS..180...91H . 
  35. ↑ ليو، كيو.-زد.؛ هو، جيه.-واي.؛ هانغ، إتش.-آر.؛ تشيو، واي.-إل.؛ تشو، زد.-إكس.؛ تشياو، كيو.-واي. (2000). "المستعر الأعظم 1998S في NGC 3877: مستعر أعظم آخر بخصائص نجم وولف-رايت في طيف ما قبل الذروة" (ملف PDF) . سلسلة ملاحق علم الفلك والفيزياء الفلكية . 144 (2): 219-225 . Bibcode : 2000A & AS..144..219L . doi : 10.1051/aas:2000208 . S2CID 8496705 .  
  36. ↑ غروه، خوسيه هـ. (2014). "أطياف المراحل المبكرة للمستعرات العظمى ورياحها السابقة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 572 : L11. arXiv : 1408.5397 . Bibcode : 2014A & A...572L..11G . doi : 10.1051/0004-6361/201424852 . S2CID 118935040 . 
  37. 1 2 3 كروثر، بول أ.؛ والبورن، نولان ر. (2011). "التصنيف الطيفي لنجوم O2–3.5 If*/WN5-7" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 416 (2): 1311. arXiv : 1105.4757 . Bibcode : 2011MNRAS.416.1311C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID 118455138 . 
  38. ↑ والبورن، إن آر (1982). "نجوم O3" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 254 : L15. رمز Bibcode : 1982ApJ...254L..15W . doi : 10.1086/183747 .
  39. ↑ والبورن، ن. ر. (1982). "أغلفة نجمية محيطة بـ OFPE/WN9 في سحابة ماجلان الكبرى". المجلة الفيزيائية الفلكية . 256 : 452. Bibcode : 1982ApJ...256..452W . doi : 10.1086/159922 .
  40. ↑ سميث، إل جيه؛ كروثر، بي إيه؛ برينجا، آر كيه (1994). "دراسة للمرشح المتغير الأزرق اللامع He 3-519 والسديم المحيط به". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 281 : 833. Bibcode : 1994A & A...281..833S .
  41. ↑ كروثر، ب.أ.؛ بوهانان، ب. (1997). "التمييز بين نجوم OIafpe و WNLha. تحليل طيفي لـ HD 151804 و HD 152408 و HDE 313846". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 317 : 532. رمز Bibcode : 1997A & A...317..532C .
  42. ^ فامفاتيرا ناكو، سي. هوتسميكرز، د.؛ روير، ص. كوكس، NLJ. نازيه، ي.؛ راو، ج.؛ ويلكنز، C .؛ جرونفيجن، مات (2015). “منظر هيرشل للسديم حول النجم المتغير الأزرق المضيء AG Carinae”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 578 : ج108. أرخايف : 1504.03204 . بيب كود : 2015A & A...578A.108V . دوى : 10.1051/0004-6361/201425090 . S2CID 119160088 . 
  43. 1 2 3 نيوجنت، كاثرين ف؛ ماسي، فيليب؛ موريل، نيديا (2018). "بحث حديث عن نجوم وولف-رايت في سحابتي ماجلان. الجزء الرابع: إحصاء نهائي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 863 (2): 181. arXiv : 1807.01209 . Bibcode : 2018ApJ...863..181N . doi : 10.3847/1538-4357/aad17d . S2CID 118988083 . 
  44. ↑ روبرتس، م.س. (1962). "التوزيع المجري لنجوم وولف-رايت". المجلة الفلكية . 67 : 79. Bibcode : 1962AJ.....67...79R . doi : 10.1086/108603 .
  45. ↑ كامبل، دبليو دبليو (1895). "النجوم التي تحتوي أطيافها على خطوط هيدروجين ساطعة ومظلمة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 2 : 177. Bibcode : 1895ApJ.....2..177C . doi : 10.1086/140127 .
  46. ↑ غابوشكين، سيسيليا باين (1930). نجوم اللمعان العالي . دراسات مرصد هارفارد. المجلد 3. ص 1. رمز Bibcode : 1930HarMo...3....1P .  
  47. ↑ فليمنج، ويليامينا باتون ستيفنز؛ بيكرينغ، إدوارد تشارلز (1912). "نجوم ذات أطياف مميزة". حوليات المرصد الفلكي لكلية هارفارد . 56 (6): 165. Bibcode : 1912AnHar..56..165F .
  48. ↑ فان دير هوخت، كاريل أ .؛ كونتي، بيتر س.؛ لوندستروم، إنجيمار؛ ستينهولم، بيورن (1981). "الفهرس السادس لنجوم وولف-رايت المجرية، ماضيها وحاضرها". مراجعات علوم الفضاء . 28 (3): 227-306 . Bibcode : 1981SSRv...28..227V . doi : 10.1007/BF00173260 . S2CID 121477300 . 
  49. 1 2 فان دير هوخت، ك. أ. (2006). "نجوم وولف-رايت المجرية الجديدة، والمرشحون لها". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 458 (2): 453-459 . arXiv : astro-ph/0609008 . Bibcode : 2006A & A...458..453V . doi : 10.1051/0004-6361:20065819 . S2CID 119104786 . 
  50. 1 2 شارا، مايكل م.؛ فاهيرتي، جاكلين ك .؛ زوريك، ديفيد؛ موفات، أنتوني ف. ج.؛ جيرك، جيل؛ دويون، رينيه؛ أرتيغو، إتيان؛ دريسن، لوران (2012). "مسح بالأشعة تحت الحمراء القريبة للمستوى المجري الداخلي لنجوم وولف-رايت. الجزء الثاني: خفوت النجوم: 71 نجمًا جديدًا من نجوم وولف-رايت". المجلة الفلكية . 143 (6): 149. arXiv : 1106.2196 . Bibcode : 2012AJ....143..149S . doi : 10.1088/0004-6256/143/6/149 . S2CID 119186111 . 
  51. 1 2 "كتالوج وولف-رايت ستار" . pacrowther.staff.shef.ac.uk . تم الاطلاع عليه بتاريخ 17 يناير 2025 .
  52. ↑ بريساكر، ج.؛ أزوباردي، م.؛ تيستور، ج. (1999). "الفهرس الرابع لنجوم وولف-رايت من المجموعة الأولى في سحابة ماجلان الكبرى" . سلسلة ملاحق علم الفلك والفيزياء الفلكية . 137 : 117-145 . Bibcode : 1999A & AS..137..117B . doi : 10.1051/aas:1999240 .
  53. ↑ بريساكر، ج. (1981). "التصنيف الطيفي لنجوم وولف-رايت في سحابة ماجلان الكبرى". ملحق علم الفلك والفيزياء الفلكية . 43 : 203. Bibcode : 1981A & AS...43..203B .
  54. ↑ هاينيش، ر.؛ رولينغ، يو.؛ تودت، هـ.؛ أوسكينوفا، ل.م.؛ ليرمان، أ.؛ غرافينر، ج.؛ فولمي، س.؛ شنور، أ.؛ هامان، و.-ر. (2014). "نجوم وولف-رايت في سحابة ماجلان الكبرى: تحليل شامل لفئة WN". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 565 : A27. arXiv : 1401.5474 . Bibcode : 2014A & A...565A..27H . doi : 10.1051/0004-6361/201322696 . S2CID 55123954 . 
  55. ↑ أزوباردي، م.؛ بريساكر، ج. (1979). "بحث عن نجوم وولف-رايت جديدة في سحابة ماجلان الصغرى". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 75 : 120. Bibcode : 1979A & A....75..120A .
  56. ↑ ماسي، فيليب؛ أولسن، ك. أ. ج.؛ باركر، ج. و. (2003). "اكتشاف نجم وولف-رايت الثاني عشر في سحابة ماجلان الصغرى". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 115 (813): 1265-1268 . arXiv : astro-ph/0308237 . Bibcode : 2003PASP..115.1265M . doi : 10.1086/379024 . S2CID 15609362 . 
  57. ↑ ماسي، فيليب؛ دافي، ألين س. (2001). "بحث عن نجوم وولف-رايت في سحابة ماجلان الصغرى". المجلة الفيزيائية الفلكية . 550 (2): 713-723 . arXiv : astro-ph/0010420 . Bibcode : 2001ApJ...550..713M . doi : 10.1086/319818 . S2CID 1579181 . 
  58. ↑ بونانوس، أ.ز.؛ لينون، د.ج.؛ كولينجر، ف.؛ فان لون، ج. ث.؛ ماسا، د.ل.؛ سيويلو، م.؛ إيفانز، س.ج.؛ باناجيا، ن.؛ بابلر، ب.ل.؛ بلوك، م.؛ براكر، س.؛ إنجلبرشت، س.و.؛ جوردون، ك.د.؛ هورا، ج.ل.؛ إنديبتو، ر.؛ ميد، م.ر.؛ ميكسنر، م.؛ ميسيلت، ك.أ.؛ روبيتايل، ت.ب.؛ شياو، ب.؛ ويتني، ب.أ. (2010). "القياس الضوئي بالأشعة تحت الحمراء للنجوم الضخمة في سحابة ماجلان الصغرى باستخدام مرصد سبيتزر-إس إم سي". المجلة الفلكية . 140 (2): 416-429 . arXiv : 1004.0949 . Bibcode : 2010AJ....140..416B . دوى : 10.1088/0004-6256/140/2/416 . S2CID 119290443 . 
  59. ↑ روسلو، سي كيه؛ كروثر، بي إيه (2015). "التوزيع المكاني لنجوم وولف-رايت في مجرتنا وآثاره على التوزيع العالمي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 447 (3): 2322-2347 . arXiv : 1412.0699 . Bibcode : 2015MNRAS.447.2322R . doi : 10.1093/mnras/stu2525 . S2CID 28747394 . 
  60. ↑ شارا، مايكل م.؛ موفات، أنتوني ف. ج.؛ جيرك، جيل؛ زوريك، ديفيد؛ ستانونيك، كاثرين؛ دويون، رينيه؛ أرتيغو، إتيان؛ دريسن، لوران؛ فيلار-سبافي، ألفريدو (2009). "مسح بالأشعة تحت الحمراء القريبة للمستوى المجري الداخلي لنجوم وولف-رايت. الجزء الأول: الطرق والنتائج الأولية: 41 نجمًا جديدًا من نوع Wr". المجلة الفلكية . 138 (2): 402-420 . arXiv : 0905.1967 . Bibcode : 2009AJ....138..402S . doi : 10.1088/0004-6256/138/2/402 . S2CID 118370109 . 
  61. ↑ نيوجنت، كاثرين ف.؛ ماسي، فيليب (2011). "محتوى وولف-رايت في مجرة ​​M33". المجلة الفيزيائية الفلكية . 733 (2): 123. arXiv : 1103.5549 . Bibcode : 2011ApJ...733..123N . doi : 10.1088/0004-637X/733/2/123 . S2CID 118507918 . 
  62. ↑ نيوجنت، كاثرين ف.؛ ماسي، فيليب؛ جورجي، سيريل (2012). "محتوى وولف-رايت في مجرة ​​أندروميدا 31". المجلة الفيزيائية الفلكية . 759 (1): 11. arXiv : 1209.1177 . Bibcode : 2012ApJ...759...11N . doi : 10.1088/0004-637X/759/1/11 . S2CID 118620069 . 
  63. ↑ بيبي، جوان؛ شارا، م. (2012). "دراسة لتجمع وولف-رايت في M101 باستخدام تلسكوب هابل الفضائي". الجمعية الفلكية الأمريكية . 219 : #242.13. رمز Bibcode : 2012AAS...21924213B .
  64. ↑ شارا، مايكل م.؛ بيبي، جوان ل.؛ زوريك، ديفيد؛ كروثر، بول أ.؛ موفات، أنتوني ف. ج.؛ دريسن، لوران (2013-12-01). "العدد الهائل من نجوم وولف-رايت والنجوم العملاقة الحمراء في M101. الجزء الأول: الدافع والنتائج الأولية" . المجلة الفلكية . 146 (6): 162. arXiv : 1302.6631 . Bibcode : 2013AJ....146..162S . doi : 10.1088/0004-6256/146/6/162 . ISSN 0004-6256 . 
  65. ↑ شيرر، دانيال؛ فاكا، ويليام د. (1998). "نماذج جديدة لتجمعات نجوم وولف-رايت ونجوم O في انفجارات النجوم الفتية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 497 (2): 618-644 . arXiv : astro-ph/9711140 . Bibcode : 1998ApJ...497..618S . doi : 10.1086/305487 . S2CID 10201971 . 
  66. ↑ هامان، و. ر.؛ غرافينر، ج.؛ ليرمان، أ. (2006). "نجوم WN المجرية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 457 (3): 1015-1031 . arXiv : astro-ph/0608078 . Bibcode : 2006A & A...457.1015H . doi : 10.1051/0004-6361:20065052 . S2CID 18714731 . 
  67. ↑ بارنيسك، أ.؛ هامان ، و.-ر.؛ غرافينر، ج. (2006). "نجوم وولف-رايت من سلسلة الكربون". سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 353. الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ : 243. رمز Bibcode : 2006ASPC..353..243B .
  68. 1 2 3 4 5 ساندر، أ.أ.س؛ هامان، و. -ر.؛ تودت، هـ.؛ هاينش، ر.؛ شينار، ت.؛ راماتشاندران، ف.؛ أوسكينوفا، ل.م. (2019). "نجوم WC وWO في مجرتنا. تأثير المسافات المُعدّلة من بيانات Gaia DR2 ودورها كأسلاف للثقوب السوداء الضخمة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 621 : A92. arXiv : 1807.04293 . Bibcode : 2019A & A...621A..92S . doi : 10.1051/0004-6361/201833712 . S2CID 67754788 . 
  69. ↑ تايليندا، ر.؛ آكر، أ.؛ ستينهولم، ب. (1993). "نوى وولف-رايت للسدم الكوكبية - الملاحظات والتصنيف". ملحق علم الفلك والفيزياء الفلكية . 102 : 595. Bibcode : 1993A & AS..102..595T .
  70. 1 2 هاينيش، ر.؛ باسيمان، د.؛ تودت، هـ.؛ شينار، ت.؛ ساندر، أ.؛ هامان، و.-ر. (2015). "نجوم وولف-رايت في سحابة ماجلان الصغرى. الجزء الأول: تحليل نجوم WN المفردة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 581 : A21. arXiv : 1507.04000 . Bibcode : 2015A & A...581A..21H . doi : 10.1051/0004-6361/201526241 . ISSN 0004-6361 . S2CID 56230998 .  
  71. 1 2 توالا، جا؛ غيريرو، MA؛ راموس لاريوس، ج.؛ جوزمان، ف. (2015). “دراسة مورفولوجية WISE لسديم وولف رايت”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 578 : ج66. أرخايف : 1503.06878 . بيب كود : 2015A & A...578A..66T . دوى : 10.1051/0004-6361/201525706 . S2CID 55776698 . 
  72. ↑ فويلمي، سي.؛ موفات، إيه إف جيه؛ غيريرو، إم إيه (2003). "الأنظمة الثنائية من نوع وولف-رايت في سحابتي ماجلان وآثارها على تطور النجوم الضخمة - الجزء الأول: سحابة ماجلان الصغرى" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 338 (2): 360-388 . Bibcode : 2003MNRAS.338..360F . doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06052.x . S2CID 124628247 . 
  73. ↑ فريو، ديفيد جيه؛ باركر، كوينتين أ. (2010). "السدم الكوكبية: الخصائص الرصدية، والمحاكاة، والتشخيص". منشورات الجمعية الفلكية الأسترالية . 27 (2): 129-148 . arXiv : 1002.1525 . Bibcode : 2010PASA...27..129F . doi : 10.1071/AS09040 . S2CID 59429975 . 
  74. ↑ كونتي، بيتر س.؛ فاكا، ويليام د. (1994). "تصوير الأشعة فوق البنفسجية بواسطة تلسكوب هابل الفضائي لمناطق انفجار النجوم في مجرة ​​وولف-رايت He 2-10: تجمعات كروية حديثة التكوين؟" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 423 : L97. Bibcode : 1994ApJ...423L..97C . doi : 10.1086/187245 .
  75. ↑ ليثيرر، كلاوس؛ فاكا، ويليام د.؛ كونتي، بيتر س.؛ فيليبينكو، أليكسي ف.؛ روبرت، كارميل ؛ سارجنت، والاس ل. و. (1996). "التصوير الطيفي بالأشعة فوق البنفسجية لتلسكوب هابل الفضائي لانفجار النجوم الساطع في مجرة ​​وولف-رايت NGC 4214" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 465 : 717. Bibcode : 1996ApJ...465..717L . doi : 10.1086/177456 .
  76. ↑ كامبل، دبليو دبليو (1894). "نجوم وولف-رايت". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 13 : 448. رمز Bibcode : 1894AstAp..13..448C .
  77. ↑ زانسترا، هـ.؛ وينين، ج. (1950). "حول العمليات الفيزيائية في نجوم وولف-رايت. الورقة 1: نجوم وولف-رايت وفرضية بيالز لإعادة التركيب الخالص (تصويبات: 11357)". نشرة المعاهد الفلكية الهولندية . 11 : 165. رمز Bibcode : 1950BAN....11..165Z .
  78. ↑ ليمبر، د. نيلسون (1964). "ظاهرة وولف-رايت". المجلة الفيزيائية الفلكية . 139 : 1251. Bibcode : 1964ApJ...139.1251L . doi : 10.1086/147863 .
  79. ↑ أندرهيل، آن ب. (1968). "نجوم وولف-رايت". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 6 : 39-78 . Bibcode : 1968ARA & A...6...39U . doi : 10.1146/annurev.aa.06.090168.000351 .
  80. ↑ أندرهيل، آن ب. (1960). "دراسة لنجمي وولف-رايت HD 192103 وHD 192163". منشورات مرصد دومينيون للفيزياء الفلكية فيكتوريا . 11 : 209. رمز Bibcode : 1960PDAO...11..209U .  
  81. ↑ ساهادي، ج. (1958). "حول طبيعة نجوم وولف-رايت". المرصد . 78 : 79. Bibcode : 1958Obs....78...79S .
  82. ↑ ويسترلوند، بي إي؛ سميث، إل إف (1964). "نجوم وورلف-رايت في سحابة ماجلان الكبرى" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 128 (4): 311-325 . رمز Bibcode : 1964MNRAS.128..311W . doi : 10.1093/mnras/128.4.311 .
  83. 1 2 أبوت، ديفيد سي؛ كونتي، بيتر إس (1987). "نجوم وولف-رايت". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 25 : 113-150 . Bibcode : 1987ARA & A..25..113A . doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.000553 .
  84. ↑ باتشينسكي، ب. (1967). "تطور الأنظمة الثنائية المتقاربة. الجزء الخامس: تطور الأنظمة الثنائية المتقاربة وتكوين نجوم وولف-رايت". مجلة أكتا أسترونوميكا . 17 : 355. رمز ببليوغرافي : 1967AcA....17..355P .
  85. ↑ نوجيس، ت.؛ لامرز، هـ. ج. ج. ل. م. (2000). "معدلات فقدان الكتلة لنجوم وولف-رايت كدالة للمعايير النجمية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 360 : 227. Bibcode : 2000A & A...360..227N .
  86. ↑ همفريز، ر.م. (1991). صلة وولف-رايت - المتغيرات الزرقاء اللامعة والعمالقة الفائقة المتطورة (مراجعة) . الندوة 143 للاتحاد الفلكي الدولي . المجلد 143. ص 485. رمز Bibcode : 1991IAUS..143..485H .  
  87. 1 2 3 4 غروه، خوسيه هـ.؛ مينيه، جورج؛ جورجي، سيريل؛ إكستروم، سيلفيا (2013). "الخصائص الأساسية لأسلاف المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة وانفجارات أشعة غاما: التنبؤ بمظهر النجوم الضخمة قبل موتها". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 558 : A131. arXiv : 1308.4681 . Bibcode : 2013A & A...558A.131G . doi : 10.1051/0004-6361/201321906 . S2CID 84177572 . 
  88. هيغر ، أ .؛ فراير، س. ل.؛ ووسلي، س. إ.؛ لانغر، ن.؛ هارتمان، د. هـ. (2003). "كيف تنهي النجوم المفردة الضخمة حياتها". المجلة الفيزيائية الفلكية . 591 (1): 288-300 . arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode : 2003ApJ...591..288H . doi : 10.1086/375341 . ISSN 0004-637X . S2CID 15539500 .  
  89. ^ جورج مينيت. سيريل جورجي؛ رافائيل هيرشي؛ أندريه ميدر؛ فيل ماسي؛ نوربرت برزيبيلا؛ م-فرناندا نيفا (2011). “العمالقة الحمراء الخارقة والمتغيرات الزرقاء المضيئة ونجوم وولف رايت: منظور النجم الضخم الوحيد”. نشرة الشركة الملكية للعلوم في لييج . الإصدار 1. 80 (39): 266– 278. أرخايف : 1101.5873 . بيب كود : 2011BSRSL..80..266M .
  90. ↑ ترامبر، فرانك (2013). "طبيعة نجوم WO: مطيافية VLT/X-Shooter لـ DR1". النجوم الضخمة: من ألفا إلى أوميغا : 187. arXiv : 1312.1555 . Bibcode : 2013msao.confE.187T .
  91. 1 2 إلدريج، جون جيه؛ فريزر، مورغان؛ سمارت، ستيفن جيه؛ ماوند، جاستن آر؛ كروكيت، آر. مارك (2013). "موت النجوم الضخمة - الجزء الثاني: قيود رصدية على أسلاف المستعرات العظمى من النوع Ibc" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 436 (1): 774-795 . arXiv : 1301.1975 . Bibcode : 2013MNRAS.436..774E . doi : 10.1093/mnras/stt1612 . S2CID 118535155 . 
  92. ↑ غروه، خوسيه؛ مينيه، جورج؛ إكستروم، سيلفيا؛ جورجي، سيريل (2014). "تطور النجوم الضخمة وأطيافها 1. نجم غير دوار كتلته 60 كتلة شمسية من مرحلة التسلسل الرئيسي الصفري إلى مرحلة ما قبل المستعر الأعظم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 564 : A30. arXiv : 1401.7322 . Bibcode : 2014A & A...564A..30G . doi : 10.1051/0004-6361/201322573 . S2CID 118870118 . 
  93. ↑ أوبرلاك، يو.؛ ويسولوفسكي، يو.؛ ديهل، ر.؛ بينيت، ك.؛ بلومين، هـ.؛ هيرمسن، و.؛ كنودلسيدر، ج.؛ موريس، د.؛ شونفيلدر، ف.؛ فون بالموس، ب. (2000). "حدود تجربة كومبتل لانبعاث خط 26Al عند 1.809 ميغا إلكترون فولت من غاما 2 فيلوروم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 353 : 715. arXiv : astro-ph/9910555 . Bibcode : 2000A & A...353..715O .
  94. ↑ بانيرجي، سامباران؛ كروبا، بافيل؛ أوه، سيونغكيونغ (2012). " ظهور النجوم فائقة الصرامة في تجمعات النجوم المتفجرة من النوع R136" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 426 (2): 1416-1426 . arXiv : 1208.0826 . Bibcode : 2012MNRAS.426.1416B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x . S2CID 119202197 . 
  95. ↑ ماورهان، جون سي؛ سميث، ناثان؛ فان دايك، شويلر دي؛ مورزينسكي، كاتي إم؛ كلوز، ليرد إم؛ هينز، فيليب إم؛ ماليس، جاريد آر؛ روديغاس، تيموثي جيه (2015). "ملاحظات متعددة الأطوال الموجية لـ NaSt1 (WR 122): فقدان الكتلة الاستوائي والأشعة السينية من نظام ثنائي متفاعل من نوع وولف-رايت" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 1502 (3): 1794. arXiv : 1502.01794 . Bibcode : 2015MNRAS.450.2551M . doi : 10.1093/mnras/stv257 . S2CID 40573971 . 
  96. ↑ ديسارت، لوك؛ هيلير، د. جون؛ ليفني، إيلي؛ يون، سونغ تشول؛ ووسلي، ستان؛ والدمان، روني؛ لانجر، نوربرت (2011). "انفجارات انهيار النواة لنجوم وولف-رايت وعلاقتها بالمستعرات العظمى من النوع IIb/Ib/Ic" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 414 (4): 2985. arXiv : 1102.5160 . Bibcode : 2011MNRAS.414.2985D . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18598.x . S2CID 119257348 . 
  97. ↑ غروه، خوسيه هـ.؛ جورجي، سيريل؛ إكستروم، سيلفيا (2013). "أسلاف المستعر الأعظم Ibc: نجم وولف-رايت منفرد كسلف محتمل للمستعر الأعظم Ib iPTF13bvn". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 558 : L1. arXiv : 1307.8434 . Bibcode : 2013A & A...558L...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201322369 . S2CID 58911704 . 
  98. ↑ سيردا-دوران، بابلو؛ إلياس-روزا، نانسي (2018). "تكوين النجوم النيوترونية والمستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة". فيزياء وفيزياء النجوم النيوترونية . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 457. الصفحات 1-56 . arXiv : 1806.07267 . doi : 10.1007/978-3-319-97616-7_1 . ISBN   978-3-319-97615-0. S2CID 119340817 . 
  99. ↑ ميليسافليفيتش، د. (2013). "الأنظمة الأصلية وآليات انفجار المستعرات العظمى". وقائع ندوة فرانك ن. باش 2013: آفاق جديدة في علم الفلك - PoS(BASH 2013) . ص 9. Bibcode : 2013nha..confE...9M . doi : 10.22323/1.206.0009 . 
  100. ↑ كيلباتريك، تشارلز د.؛ تاكارو، تايلر؛ فولي، رايان ج.؛ ليبيلر، كاميل ن.؛ بان، ين-تشين؛ كامبل، راندال د.؛ جاكوبسون-غالان، وين ف.؛ لويس، هيلتون أ.؛ ليك، جيمس إ.؛ ماكس، كلير إ.؛ ميداليون، صوفيا أ.؛ ريست، أرمين (2018). "سلف محتمل للمستعر الأعظم من النوع Ic 2017ein" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 480 (2): 2072-2084 . arXiv : 1808.02989 . Bibcode : 2018MNRAS.480.2072K . doi : 10.1093/mnras/sty2022 . S2CID 73695137 . 
  101. ↑ غال-يام، أ.؛ بروش، ر.؛ شولز، س.؛ يانغ، ي.؛ بيرلي، د.أ.؛ إيراني، إ.؛ سولرمان، ج.؛ كول، إ.س.؛ سومانياك، م.ت.؛ يارون، أ.؛ ستروتجوهان، ن.ل. (13 يناير 2022). "نجم WC/WO ينفجر داخل سديم متوسع من الكربون والأكسجين والنيون". مجلة نيتشر . 601 (7892): 201-204 . arXiv : 2111.12435 . Bibcode : 2022Natur.601..201G . doi : 10.1038/s41586-021-04155-1 . ISSN 0028-0836 . PMID 35022591 . S2CID 244527654 .   
  102. ^ “علماء الفلك يكتشفون أول انفجار سوبر نوفا لنجم وولف رايت” . معهد الفيزياء الفلكية في جزر الكناري • IAC . 12 يناير 2022 . تم الاسترجاع بتاريخ 2022-02-09 .
  103. ↑ آكر، أ.؛ ناينر، س. (2003). "التصنيف الكمي لنوى وولف-رايت في السدم الكوكبية" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 403 (2): 659-673 . Bibcode : 2003A & A...403..659A . doi : 10.1051/0004-6361:20030391 .
  104. ↑ شينار، تومر (2022-11-15). HD 45166: أول نجم مغناطيسي من نوع وولف-رايت . doi : 10.5281/ZENODO.7326750 .
  105. ↑ بينيا، م . ريشي غارسيا، JS. غارسيا روخاس، J. (2013). “حركيات المجرة للسدم الكوكبية مع النجم المركزي [WC]”. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 49 : 87. أرخايف : 1301.3657 . بيب كود : 2013RMxAA..49...87P .

للمزيد من القراءة

  • توثيل، بيتر ج.؛ مونيه، جون د.؛ دانشي، ويليام س.؛ تيرنر، نيلز هـ. (24-28 يونيو 2002). "التصوير عالي الدقة بالأشعة تحت الحمراء القريبة لبيئات WCd(+OB): دوامات ضوئية". في: فان دير هوخت، ك. أ.؛ هيريرو، أ.؛ إستيبان، س. (محررون). رحلة نجمية ضخمة: من التسلسل الرئيسي إلى المستعر الأعظم . الندوة 212 للاتحاد الفلكي الدولي . المجلد  212. كوستا تيجويز، لانزاروت، جزر الكناري (نُشر عام 2003). ص  121. رمز Bibcode : 2003IAUS..212..121T .
  • مونيه، جيه دي؛ توثيل، بي جي؛ دانتشي، دبليو سي (1999). "سديم دولاب الهواء حول WR  98a". المجلة الفيزيائية الفلكية . 525 (2): L97– L100. arXiv : astro-ph/9909282 . Bibcode : 1999ApJ...525L..97M . doi : 10.1086/312352 . PMID: 10525463. S2CID : 2811347 .  
  • دوغيرتي، إس إم؛ بيزلي، إيه جيه؛ كلاوسن، إم جيه؛ زاودرير، بي إيه؛ بولينغبروك، إن جيه (2005). "رصد راديوي عالي الدقة للنظام الثنائي WR  140 ذي الرياح المتصادمة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 623 (1): 447-459 . arXiv : astro-ph/0501391 . Bibcode : 2005ApJ...623..447D . doi : 10.1086/428494 . S2CID 17035675 .