Есть мнение, что звёзды Вольфа-Райе появились во вселенной раньше прочих - настоящих, правильных - звёзд. И что вселенная обязана им наличием фтора. Но это мало кому интересное мнение. Даже дантисты редко задумываются, откуда берётся фтор, и почему он редок в природе. Тем не менее, звёзды Вольфа-Райе внимания заслуживают...

сСветимость звёзд Вольфа-Райе велика, но велика лишь благодаря огромной температуре фотосферы, достигающей 200 000 Кельвинов, что в 40 раз выше температуры Солнца. Звёзды данного типа настолько «голубые», что и сказать нельзя. Диаметр же этих светил вполне зауряден, — сравним с диаметром Солнца, — которого они всего-лишь в 5-10 раз тяжелее. Таким образом, отнесение звёзд Вольфа-Райе к гигантам может показаться спорным.

Но, кстати, о гигантах. Насколько массивной может быть звезда? Нижняя граница, при которой холодной газопылевое облако может самостоятельно коллапсировать, превратившись в компактное тело, пролегает где-то на уровне между 1 и 0.1% от массы Солнца. Так что и получиться может даже не звезда, а планемо. Верхняя же граница указывается между 500 и 200 солнечных масс. То есть, слишком массивная туманность, почему-то, тоже не может «упасть» к своему центру.

Ответ на вопрос «почему» следует из указанного выше условия. Туманность должна быть холодной. Только в таком случае притяжение пылинок и молекул газа к центру облака может оказаться сильнее распирающего облако давления. Ведь, давление растёт с температурой. В процессе коллапса сжатие газа ведёт к нагреву, но это уже неважно. Часто энергии уносится излучением, сила же тяжести, по мере уменьшения радиуса облака, растёт прогрессивно. Начавшийся коллапс не обратим, если не подвести к объекту дополнительную энергию.

Замедляет, а позже и останавливает коллапс энергия термоядерного синтеза, начинающая выделяться, когда давление в недрах молодой звезды превышают порог, позволяющий ядрам водорода сливаться в гелий. И — чтоб интригу далее не тянуть, — интенсивность реакций также растёт с увеличением массы коллапсирущего вещества в очень крутой прогрессии. То есть, сжиматься может начать туманность любой массы, но на уровне 200-500 «солнц» (в зависимости от начальной температуры облака) коллапс пресекается в зародыше. Загорающийся в центральном сгущении водород нагревает газы в такой степени, что внутреннее давление рассеет облако.

На месте же попытки останется голубая звезда-гигант. Настолько горячая, что — нестабильная. Чем выше её масса, тем — прогрессивно — выше энергия, выделяющаяся при горении водорода по всему объёму, тем выше температура. А значит и скорость ядер водорода в атмосфере звезды. Так что, скорость эта оказывается выше космической, и водород убегает из гравитационной ямы, как бы глубока она не была.

Проще говоря, гигантские звёзды стремительно теряют массу, «испаряясь». Но если начальное количество вещества достаточно велико, далеко данный процесс не зайдёт. Накопив продукты реакций, звезда просто взрывается, превращаясь в сверхновую. И окончательно рассеивается с образованием чёрной дыры. Если же газа меньше, и к моменту завершения «попытки» остаётся лишь около 40-60 солнечных масс (начальная масса туманности для этого должна быть кратно выше), получается интересно. Через некоторое время гигант превращается в звезду Вольфа-Райе. Звезду, которая не успела. Взорваться.

Испарение уменьшает массу, снижает давление, температуру, интенсивность реакций и продлевает светилу жизнь. Не на долго, — в фазе Вольфа-Райе звезда существует не более 10 тысяч лет, что делает звёзды этого типа очень редкими. Представляет же собой такая звезда — гелиевое ядро, оставшееся после «выкипания» водорода. И работает звезда Вольфа-Райе, соответственно, не на водороде, а на гелии, превращающимся в кислород и углерод. Тут же, кстати, рождается и небольшое количество фтора, о котором шла речь выше. Продукты реакций звезда поставляет в космическое пространство, поскольку «испарение» не прекращается.

Звёзды солнечной массы рассеиваются сразу после «гелиевой вспышки», ведущей к нагреву всего объёма и потере внешних, водородных слоёв, без которых давление в ядре уже не будет достаточным для поддержания горения гелия. Более же массивные звёзды переживают этот этап. Гелий горит в их недрах и сам по себе — стабильно, — не давая ядру остывать и сжиматься с образованием белого карлика. По мере же выгорания гелия звезда становится всё плотнее, горячее и… краснее. Она окутывается облаком сажи — хлопьев аморфного углерода. А потом, когда углерод достигнет критической массы в ядре, конечно, взрывается.

...Что же касается далёкого прошлого вселенной, то — как предполагается — в отстоящую от нас более чем на 13 миллиардов лет эпоху образования первых звёзд температура вещества в формирующихся галактиках всё ещё оставалась слишком высокой. Проще говоря, по-настоящему холодных туманностей ещё не было, горячие же могли коллапсировать только при большой начальной массе. Как следствие, ранние звёзды почти поголовно были гигантами, — даже более массивными, чем это возможно в наши дни, когда примесь «металлов» повышает интенсивность реакций синтеза в недрах звёзд.

И в те времена, соответственно, крайне редкие ныне гелиевые звёзды редкостью не являлись. О чём и свидетельствуют линии фтора недавно обнаруженные в излучении самых далёких галактик.Источник: "Цитадель адеквата"