Регистрация пройдена успешно!
Пожалуйста, перейдите по ссылке из письма, отправленного на
Наше Солнце — не просто звезда во Вселенной

Big Think: "Хаббл" и "Джеймс Уэбб" помогли ученым выявить необычные свойства Солнца

© NASA, ESA and STScIОбласть звездообразования NGC 2014
Область звездообразования NGC 2014
Материалы ИноСМИ содержат оценки исключительно зарубежных СМИ и не отражают позицию редакции ИноСМИ
Читать inosmi.ru в
Солнце от большинства других звезд Вселенной отличается исключительными характеристиками, пишет Big Think. Фотографии, сделанные телескопами "Хаббл" и "Джеймс Уэбб", подтверждают этот тезис.
Итан Сигел (Ethan Siegel)
Большинство из нас считают, что Солнце — звезда самая что ни на есть типичная, ничем не примечательная, даже заурядная. Но наука показывает, что на самом деле это далеко не так.
Бытует расхожее мнение, что на фоне остальных звезд Вселенной наше Солнце весьма типично и ничем не примечательно.
Но сравнив его с другими звездами, мы видим, что Солнце во многих отношениях — исключение.
Как же Солнце соотносится со "средней" или "типичной" звездой Вселенной? Ответы вас поразят. С незапамятных времен мы задаемся: "Неужели наше Солнце — самая обычная звезда?"
© Ivan Bojičić, Quentin Parker, and David Frew, Laboratory for Space Research, HKUС момента своего появления подобные Солнцу звезды вырастают до красного гиганта (примерно с орбиту Земли) и более, достигая в диаметре 5 световых лет. Крупнейшие из известных планетарных туманностей достигают размера вдвое большего — до 10 световых лет в поперечнике. Но это вовсе не означает, что Солнце — типичная звезда среднего размера.
С момента своего появления подобные Солнцу звезды вырастают до красного гиганта (примерно с орбиту Земли) и более, достигая в диаметре 5 световых лет. Крупнейшие из известных планетарных туманностей достигают размера вдвое большего — до 10 световых лет в поперечнике. Но это вовсе не означает, что Солнце — типичная звезда среднего размера.
С момента своего появления подобные Солнцу звезды вырастают до красного гиганта (примерно с орбиту Земли) и более, достигая в диаметре 5 световых лет. Крупнейшие из известных планетарных туманностей достигают размера вдвое большего — до 10 световых лет в поперечнике. Но это вовсе не означает, что Солнце — типичная звезда среднего размера.
В 1600-х годах Христиан Гюйгенс определил расстояние до Сириуса, предположив, что это далекая звезда, похожая на Солнце.
© NASA, ESA, H. Bond (STScI) and M. Barstow (University of Leicester)Двойная звезда Сириус A и B, более голубая и яркая, чем наше Солнце, и белый карлик, на снимках космического телескопа Хаббла. Сириус А — ярчайшая звезда на небе, но ранние оценки расстояния ошиблись, поскольку не учитывали того факта, что Сириус примерно в 20 раз ярче нашего Солнца.
Двойная звезда Сириус A и B, более голубая и яркая, чем наше Солнце, и белый карлик, на снимках космического телескопа Хаббла. Сириус А — ярчайшая звезда на небе, но ранние оценки расстояния ошиблись, поскольку не учитывали того факта, что Сириус примерно в 20 раз ярче нашего Солнца.
Двойная звезда Сириус A и B, более голубая и яркая, чем наше Солнце, и белый карлик, на снимках космического телескопа Хаббла. Сириус А — ярчайшая звезда на небе, но ранние оценки расстояния ошиблись, поскольку не учитывали того факта, что Сириус примерно в 20 раз ярче нашего Солнца.
Но его результат, 0,4 световых года, не учитывал различий между звездами.
© LucasVB/Wikimedia Commons; Annotations: E. SiegelСовременная система спектральной классификации Моргана-Кинана и температурный диапазон каждого звездного класса в градусах по Кельвину. Подавляющее большинство (80%) сегодняшних звезд представляют собой класс M, и лишь 1 из 800 — класс O или B, то есть достаточно массивны для сверхновой с коллапсом ядра. Наше Солнце — звезда класса G, ничем не примечательная, но ярче 95%. Лишь половина звезд существуют изолированно, другая половина формирует многозвездные системы.
Современная система спектральной классификации Моргана-Кинана и температурный диапазон каждого звездного класса в градусах по Кельвину. Подавляющее большинство (80%) сегодняшних звезд представляют собой класс M, и лишь 1 из 800 — класс O или B, то есть достаточно массивны для сверхновой с коллапсом ядра. Наше Солнце — звезда класса G, ничем не примечательная, но ярче 95%. Лишь половина звезд существуют изолированно, другая половина формирует многозвездные системы.
Современная система спектральной классификации Моргана-Кинана и температурный диапазон каждого звездного класса в градусах по Кельвину. Подавляющее большинство (80%) сегодняшних звезд представляют собой класс M, и лишь 1 из 800 — класс O или B, то есть достаточно массивны для сверхновой с коллапсом ядра. Наше Солнце — звезда класса G, ничем не примечательная, но ярче 95%. Лишь половина звезд существуют изолированно, другая половина формирует многозвездные системы.
Звезды обладают различными свойствами: массой, цветом, температурой, ионизацией, металличностью, возрастом и так далее.
© NASA, ESA, STScI, Julianne Dalcanton Center for Computational Astrophysics, Flatiron Inst. / UWashington); Processing: Joseph DePasquale (STScI)На этом снимке Arp 143 с телескопа Хаббла показаны новые звезды (обозначены синим цветом), образовавшиеся в результате выделения газа, нагревания и столкновений в пространстве между двумя основными скоплениями галактик. Звезды формировались по всей Вселенной в течение последних 13,6 миллиардов лет, и видимые на сегодняшний день образовывались неравномерно на протяжении всей космической истории.
На этом снимке Arp 143 с телескопа Хаббла показаны новые звезды (обозначены синим цветом), образовавшиеся в результате выделения газа, нагревания и столкновений в пространстве между двумя основными скоплениями галактик. Звезды формировались по всей Вселенной в течение последних 13,6 миллиардов лет, и видимые на сегодняшний день образовывались неравномерно на протяжении всей космической истории.
На этом снимке Arp 143 с телескопа Хаббла показаны новые звезды (обозначены синим цветом), образовавшиеся в результате выделения газа, нагревания и столкновений в пространстве между двумя основными скоплениями галактик. Звезды формировались по всей Вселенной в течение последних 13,6 миллиардов лет, и видимые на сегодняшний день образовывались неравномерно на протяжении всей космической истории.
Хотя Солнце нельзя назвать уникальным космическим телом, оно и не совсем типично.
© NASA, ESA, G. Illingworth, D. Magee, and P. Oesch (University of California, Santa Cruz), R. Bouwens (Leiden University), and the HUDF09 Team; Annotations and stitching by E. SiegelHubble eXtreme Deep Field (XDF) — детальный снимок небольшого участка пространства в центре Hubble Ultra Deep Field в созвездии Печь был составлен в течение 50 дней (в общей сложности более 2 миллионов секунд или 23 полных дня) на основе данных с телескопа Хаббла. Сочетая в себе свет от ультрафиолета до видимого и ближнего инфракрасного диапазона, XDF представлял собой самый подробный взгляд человечества в глубины космоса. Этот рекорд побил лишь телескоп "Джеймс Уэбб" (JWST). В красном прямоугольнике, где Хаббл не нашел ни одной галактики, JWST уже выявил самую далекую галактику на сегодняшний день: JADES-GS-z13-0. Экстраполируя увиденное на уже известное и наши ожидания, можно сделать вывод, что во Вселенной в общей сложности около 2 секстиллионов звезд.
Hubble eXtreme Deep Field (XDF) — детальный снимок небольшого участка пространства в центре Hubble Ultra Deep Field в созвездии Печь был составлен в течение 50 дней (в общей сложности более 2 миллионов секунд или 23 полных дня) на основе данных с телескопа Хаббла. Сочетая в себе свет от ультрафиолета до видимого и ближнего инфракрасного диапазона, XDF представлял собой самый подробный взгляд человечества в глубины космоса. Этот рекорд побил лишь телескоп Джеймс Уэбб (JWST). В красном прямоугольнике, где Хаббл не нашел ни одной галактики, JWST уже выявил самую далекую галактику на сегодняшний день: JADES-GS-z13-0. Экстраполируя увиденное на уже известное и наши ожидания, можно сделать вывод, что во Вселенной в общей сложности около 2 секстиллионов звезд.
Hubble eXtreme Deep Field (XDF) — детальный снимок небольшого участка пространства в центре Hubble Ultra Deep Field в созвездии Печь был составлен в течение 50 дней (в общей сложности более 2 миллионов секунд или 23 полных дня) на основе данных с телескопа Хаббла. Сочетая в себе свет от ультрафиолета до видимого и ближнего инфракрасного диапазона, XDF представлял собой самый подробный взгляд человечества в глубины космоса. Этот рекорд побил лишь телескоп "Джеймс Уэбб" (JWST). В красном прямоугольнике, где Хаббл не нашел ни одной галактики, JWST уже выявил самую далекую галактику на сегодняшний день: JADES-GS-z13-0. Экстраполируя увиденное на уже известное и наши ожидания, можно сделать вывод, что во Вселенной в общей сложности около 2 секстиллионов звезд.
Итак, что же наша Земля против 2 секстиллионов (2×10 в 21 степени) звезд в видимой Вселенной?
© P. Madau & M. Dickinson, 2014, ARAAСкорость звездообразования во Вселенной как функция красного смещения, которое само по себе — функция космического времени. Общая скорость (слева) получена из наблюдений как в ультрафиолетовом, так и в инфракрасном диапазоне и удивительно стабильна во времени и пространстве. Обратите внимание: звездообразование сегодня составляет лишь несколько процентов от пикового значения, и подавляющее большинство звезд сформировалось в первые 4-5 миллиардов лет нашей космической истории. За последние же 4,6 миллиарда лет сформировалось от силы 15% всех звезд.
Скорость звездообразования во Вселенной как функция красного смещения, которое само по себе — функция космического времени. Общая скорость (слева) получена из наблюдений как в ультрафиолетовом, так и в инфракрасном диапазоне и удивительно стабильна во времени и пространстве. Обратите внимание: звездообразование сегодня составляет лишь несколько процентов от пикового значения, и подавляющее большинство звезд сформировалось в первые 4-5 миллиардов лет нашей космической истории. За последние же 4,6 миллиарда лет сформировалось от силы 15% всех звезд.
Скорость звездообразования во Вселенной как функция красного смещения, которое само по себе — функция космического времени. Общая скорость (слева) получена из наблюдений как в ультрафиолетовом, так и в инфракрасном диапазоне и удивительно стабильна во времени и пространстве. Обратите внимание: звездообразование сегодня составляет лишь несколько процентов от пикового значения, и подавляющее большинство звезд сформировалось в первые 4-5 миллиардов лет нашей космической истории. За последние же 4,6 миллиарда лет сформировалось от силы 15% всех звезд.
Большинство существующих ныне звезд образовались очень давно: примерно 11 миллиардов лет назад.
© X-ray: NASA/CXC/Penn State/E.Feigelson & K.Getman et al.; Optical: NASA/ESA/STScI/M. Robberto et al.Этот взгляд на звезды в самой плотной части туманности Ориона, в сердцевине скопления Трапеции, отражает современное состояние звездообразования Млечного Пути. Однако параметры звездообразования меняются в течение космического времени — от галактики к галактике, на разных радиусах от галактического центра и так далее. Все эти и многие другие моменты приходится учитывать при сравнении Солнца со средними характеристиками звезд во Вселенной.
Этот взгляд на звезды в самой плотной части туманности Ориона, в сердцевине скопления Трапеции, отражает современное состояние звездообразования Млечного Пути. Однако параметры звездообразования меняются в течение космического времени — от галактики к галактике, на разных радиусах от галактического центра и так далее. Все эти и многие другие моменты приходится учитывать при сравнении Солнца со средними характеристиками звезд во Вселенной.
Этот взгляд на звезды в самой плотной части туманности Ориона, в сердцевине скопления Трапеции, отражает современное состояние звездообразования Млечного Пути. Однако параметры звездообразования меняются в течение космического времени — от галактики к галактике, на разных радиусах от галактического центра и так далее. Все эти и многие другие моменты приходится учитывать при сравнении Солнца со средними характеристиками звезд во Вселенной.
Наше Солнце родилось 4,6 миллиарда лет назад и моложе 85% всех звезд.
© NASA, ESA, P. van Dokkum (Yale U.), S. Patel (Leiden U.), and the 3-D-HST TeamГалактики, сопоставимые с Млечным Путем, были многочисленны на протяжении всего космического времени, однако в настоящий момент увеличились в массе и приобрели более сложную структуру. Галактики же помоложе по своей природе меньше, голубее, более хаотичны, богаче газом и беднее тяжелыми элементами — при этом их история звездообразования не закончена. Большинство звезд во Вселенной образовались непропорционально давно.
Галактики, сопоставимые с Млечным Путем, были многочисленны на протяжении всего космического времени, однако в настоящий момент увеличились в массе и приобрели более сложную структуру. Галактики же помоложе по своей природе меньше, голубее, более хаотичны, богаче газом и беднее тяжелыми элементами — при этом их история звездообразования не закончена. Большинство звезд во Вселенной образовались непропорционально давно.
Галактики, сопоставимые с Млечным Путем, были многочисленны на протяжении всего космического времени, однако в настоящий момент увеличились в массе и приобрели более сложную структуру. Галактики же помоложе по своей природе меньше, голубее, более хаотичны, богаче газом и беднее тяжелыми элементами — при этом их история звездообразования не закончена. Большинство звезд во Вселенной образовались непропорционально давно.
Большинство звезд — красные карлики: холодные, обладающие небольшой массой и чрезвычайно долгоживущие.
© Skatebiker at English WikipediaНа этом изображении показана ближайшая к Земле звездная система: система Альфа Центавра. Яркая звезда слева — Альфа Центавра A и B, разъединить которые большинство современных телескопов не в состоянии, тогда как Проксима Центавра гораздо тусклее и обведена красным. На сегодняшний день это ближайшая к Земле звездная система. Проксима Центавра — красный карлик, подобно 75-80% всех звезд, но при этом он сильно отличается от менее распространенных звезд вроде Солнца или Альфа Центавра А.
На этом изображении показана ближайшая к Земле звездная система: система Альфа Центавра. Яркая звезда слева — Альфа Центавра A и B, разъединить которые большинство современных телескопов не в состоянии, тогда как Проксима Центавра гораздо тусклее и обведена красным. На сегодняшний день это ближайшая к Земле звездная система. Проксима Центавра — красный карлик, подобно 75-80% всех звезд, но при этом он сильно отличается от менее распространенных звезд вроде Солнца или Альфа Центавра А.
На этом изображении показана ближайшая к Земле звездная система: система Альфа Центавра. Яркая звезда слева — Альфа Центавра A и B, разъединить которые большинство современных телескопов не в состоянии, тогда как Проксима Центавра гораздо тусклее и обведена красным. На сегодняшний день это ближайшая к Земле звездная система. Проксима Центавра — красный карлик, подобно 75-80% всех звезд, но при этом он сильно отличается от менее распространенных звезд вроде Солнца или Альфа Центавра А.
Наше Солнце — звезда класса G и тяжелее 95% звезд.
© ESA/Hubble & NASA, R. CohenНа этом снимке с телескопа Хаббла шарового скопления Terzan 5, расположенного всего в 22 000 световых лет в нашем Млечном Пути, видно яркое ядро и звезды самых разных цветов и масс. Но при всем великолепии самые яркие звезды на этом снимке 2022 года — крупнейшие эволюционировавшие гиганты и выжившие звезды с величайшей массой. Большинство же звезд тусклые и маломассивные, и на таком изображении их практически не видно.
На этом снимке с телескопа Хаббла шарового скопления Terzan 5, расположенного всего в 22 000 световых лет в нашем Млечном Пути, видно яркое ядро и звезды самых разных цветов и масс. Но при всем великолепии самые яркие звезды на этом снимке 2022 года — крупнейшие эволюционировавшие гиганты и выжившие звезды с величайшей массой. Большинство же звезд тусклые и маломассивные, и на таком изображении их практически не видно.
На этом снимке с телескопа Хаббла шарового скопления Terzan 5, расположенного всего в 22 000 световых лет в нашем Млечном Пути, видно яркое ядро и звезды самых разных цветов и масс. Но при всем великолепии самые яркие звезды на этом снимке 2022 года — крупнейшие эволюционировавшие гиганты и выжившие звезды с величайшей массой. Большинство же звезд тусклые и маломассивные, и на таком изображении их практически не видно.
Большинство звезд по металличности (доле тяжелых элементов) уступают Солнцу.
© ESA/Gaia/DPAC; CC BY-SA 3.0 IGOНа этой карте с цветовой подсветкой показано содержание тяжелых элементов в более чем 6 миллионах звезд Млечного Пути. Красные, оранжевые и желтые звезды достаточно богаты тяжелыми элементами, поэтому у них должны быть планеты; у зеленых и голубых планеты — редкость; а синие или фиолетовые не должны иметь вокруг себя вообще никаких планет. Обратите внимание: центральная плоскость галактического диска, простирающаяся до самого галактического ядра, потенциально может предложить пригодные для жизни скальные планеты.
На этой карте с цветовой подсветкой показано содержание тяжелых элементов в более чем 6 миллионах звезд Млечного Пути. Красные, оранжевые и желтые звезды достаточно богаты тяжелыми элементами, поэтому у них должны быть планеты; у зеленых и голубых планеты — редкость; а синие или фиолетовые не должны иметь вокруг себя вообще никаких планет. Обратите внимание: центральная плоскость галактического диска, простирающаяся до самого галактического ядра, потенциально может предложить пригодные для жизни скальные планеты.
На этой карте с цветовой подсветкой показано содержание тяжелых элементов в более чем 6 миллионах звезд Млечного Пути. Красные, оранжевые и желтые звезды достаточно богаты тяжелыми элементами, поэтому у них должны быть планеты; у зеленых и голубых планеты — редкость; а синие или фиолетовые не должны иметь вокруг себя вообще никаких планет. Обратите внимание: центральная плоскость галактического диска, простирающаяся до самого галактического ядра, потенциально может предложить пригодные для жизни скальные планеты.
По обогащенности наше Солнце опережает 93% всех звезд.
© M. Chruslinska & G. Nelemans, MNRAS, 2019На этих диаграммах показана предполагаемая плотность звездообразования в зависимости от красного смещения и металличности. Несмотря на ряд существенных неопределенностей, можно с уверенностью заключить, что от 3% до 20% всех звезд по содержанию тяжелых элементов больше или равны нашему Солнцу, при этом большинство оценок называет цифру в 4-10%.
На этих диаграммах показана предполагаемая плотность звездообразования в зависимости от красного смещения и металличности. Несмотря на ряд существенных неопределенностей, можно с уверенностью заключить, что от 3% до 20% всех звезд по содержанию тяжелых элементов больше или равны нашему Солнцу, при этом большинство оценок называет цифру в 4-10%.
На этих диаграммах показана предполагаемая плотность звездообразования в зависимости от красного смещения и металличности. Несмотря на ряд существенных неопределенностей, можно с уверенностью заключить, что от 3% до 20% всех звезд по содержанию тяжелых элементов больше или равны нашему Солнцу, при этом большинство оценок называет цифру в 4-10%.
Лишь половина всех звезд — "одиночки" вроде нашего Солнца. Другая половина существует в составе многозвездных систем.
© Caltech/R. Hurt (IPAC)Хотя планеты встречаются даже в тройных системах, большинство вращаются либо близко к одиночной звезде, либо на промежуточных орбитах вокруг центральной двойной звезды, а третья звезда находится на некотором расстоянии. GW Orionis — первая система-кандидат с планетой, вращающейся вокруг трех звезд разом. До 35% всех звезд находятся в двойных системах и еще 10% — в тройных системах. Лишь половина всех звезд — "одиночки" вроде нашего Солнца.
Хотя планеты встречаются даже в тройных системах, большинство вращаются либо близко к одиночной звезде, либо на промежуточных орбитах вокруг центральной двойной звезды, а третья звезда находится на некотором расстоянии. GW Orionis — первая система-кандидат с планетой, вращающейся вокруг трех звезд разом. До 35% всех звезд находятся в двойных системах и еще 10% — в тройных системах. Лишь половина всех звезд — одиночки вроде нашего Солнца.
Хотя планеты встречаются даже в тройных системах, большинство вращаются либо близко к одиночной звезде, либо на промежуточных орбитах вокруг центральной двойной звезды, а третья звезда находится на некотором расстоянии. GW Orionis — первая система-кандидат с планетой, вращающейся вокруг трех звезд разом. До 35% всех звезд находятся в двойных системах и еще 10% — в тройных системах. Лишь половина всех звезд — "одиночки" вроде нашего Солнца.
По светимости мы тоже особо не выделяемся.
© NASA, ESA, Zachary Schutte (XGI), Amy Reines (XGI); Processing: Alyssa Pagan (STScI)Когда область звездообразования становится настолько большой, что простирается во всю галактику, это называется "взрывающаяся галактика". Здесь показана эволюция к этому состоянию Henize 2-10 с молодыми звездами и активными областями звездообразования ("питомниками"). При этом соотношение масса-светимость у нашего Солнца втрое ниже, чем в среднем по галактике.
Когда область звездообразования становится настолько большой, что простирается во всю галактику, это называется взрывающаяся галактика. Здесь показана эволюция к этому состоянию Henize 2-10 с молодыми звездами и активными областями звездообразования (питомниками). При этом соотношение масса-светимость у нашего Солнца втрое ниже, чем в среднем по галактике.
Когда область звездообразования становится настолько большой, что простирается во всю галактику, это называется "взрывающаяся галактика". Здесь показана эволюция к этому состоянию Henize 2-10 с молодыми звездами и активными областями звездообразования ("питомниками"). При этом соотношение масса-светимость у нашего Солнца втрое ниже, чем в среднем по галактике.
Общее соотношение звезд по массе-светимости втрое превышает показатель нашего Солнца.
© NASA/JPL-Caltech/UCBКоричневые карлики с массой примерно от 0,013 до 0,080 солнечной превращают дейтерий в гелий-3 или тритий, оставаясь примерно того же размера, что и Юпитер, но достигая гораздо бóльших масс. Красные карлики лишь немногим крупнее, но даже эта звезда, похожая на Солнце, показана не в истинном масштабе: ее диаметр превышает диаметр маломассивной звезды примерно в семь раз.
Коричневые карлики с массой примерно от 0,013 до 0,080 солнечной превращают дейтерий в гелий-3 или тритий, оставаясь примерно того же размера, что и Юпитер, но достигая гораздо бóльших масс. Красные карлики лишь немногим крупнее, но даже эта звезда, похожая на Солнце, показана не в истинном масштабе: ее диаметр превышает диаметр маломассивной звезды примерно в семь раз.
Коричневые карлики с массой примерно от 0,013 до 0,080 солнечной превращают дейтерий в гелий-3 или тритий, оставаясь примерно того же размера, что и Юпитер, но достигая гораздо бóльших масс. Красные карлики лишь немногим крупнее, но даже эта звезда, похожая на Солнце, показана не в истинном масштабе: ее диаметр превышает диаметр маломассивной звезды примерно в семь раз.
Очевидно, что понятие "норма" подразумевает большой разброс.
© ESA/Hubble & NASA; Acknowledgement: Judy SchmidtЭта звезда Вольфа-Райе известна как WR 31a и находится на расстоянии около 30 000 световых лет в созвездии Киля. Ее внешняя туманность выбрасывает водород и гелий, а центральная звезда горит при температуре свыше 100 000 Кельвинов. В относительно ближайшем будущем эта звезда взорвется сверхновой, обогатив межзвездную среду новыми тяжелыми элементами. За исключением маломассивных звезд, внешние, богатые водородом зведные слои после прекращения ядерного синтеза в ядре будут отброшены обратно в межзвездную среду. Хотя звезды Вольфа-Райе редки, они находятся в пределах "нормального" диапазона.
Эта звезда Вольфа-Райе известна как WR 31a и находится на расстоянии около 30 000 световых лет в созвездии Киля. Ее внешняя туманность выбрасывает водород и гелий, а центральная звезда горит при температуре свыше 100 000 Кельвинов. В относительно ближайшем будущем эта звезда взорвется сверхновой, обогатив межзвездную среду новыми тяжелыми элементами. За исключением маломассивных звезд, внешние, богатые водородом зведные слои после прекращения ядерного синтеза в ядре будут отброшены обратно в межзвездную среду. Хотя звезды Вольфа-Райе редки, они находятся в пределах нормального диапазона.
Эта звезда Вольфа-Райе известна как WR 31a и находится на расстоянии около 30 000 световых лет в созвездии Киля. Ее внешняя туманность выбрасывает водород и гелий, а центральная звезда горит при температуре свыше 100 000 Кельвинов. В относительно ближайшем будущем эта звезда взорвется сверхновой, обогатив межзвездную среду новыми тяжелыми элементами. За исключением маломассивных звезд, внешние, богатые водородом зведные слои после прекращения ядерного синтеза в ядре будут отброшены обратно в межзвездную среду. Хотя звезды Вольфа-Райе редки, они находятся в пределах "нормального" диапазона.