ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -   ჩვენ ვიკლევთ სამყაროს რათა გავიოგოთ მისი ბუნება (ყველაზე ცხელი ვარსკლავები სამყაროში)

            ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები 

ჰაბლის სახელობის კოსმოსური ობსერვატორიის მიერ გადაღებული M1-67 ნისლეულის ფოტო ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავის გარშემო. ვარსკვლავის სახელია WR 124

(ხშირად მოიხსენიებენ შემოკლებით, ვრ ვარსკვლავები) — ევოლუციური და მასიური ვარსკვლავები (საწყისი მასა 20 მზის მასა), რომლებიც თავიანთ მასას ძალიან სწრაფად კარგავენ. მასის სწრაფი დაკარგვა კი იწვევს ვარსკვლავური ქარის 2000 კმ/წმ-მდე აჩქარებას. ჩვენი მზე ყოველ წელს დაახლოებით 10−14 მზის მასას კარგავს, მაშინ როდესაც ვრ ვარსკვლავები ყოველწლიურად 10−5მზის მასას მოიხმარენ.

ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები უკიდურესად ცხელები არიან. მათი ზედაპირის ტემპერატურა აღწევს 30 000 K-დან (29727 °C) 200 000 K-მდე (199727 °C). ისინი ასევე ძალიან კაშკაშები არიან - 10 000-დან რამდენიმე მილიონამდე კაშკაშები, ვიდრე ჩვენი დედავარსკვლავი. თუმცა ისინი ვიზუალურად (ანუ ხილულ სპექტრში) ძალიან კაშკაშები არ არიან, რადგან ისინი ძირითადად ულტრაიისფერსა და და რენტგენიშიც კი ასხივებენ.

მათი სახელი კი მოდის ორი მეცნიერიდან, რომელთაც ასეთი ტიპის მნათობები აღმოაჩინეს. ესენი იყვნენ ჩარლზ ვოლფი და ჟორჟ რაიე. შესაბამისად ასეთ ვარსკვლავებს ეწოდათ ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები

იხ. ვიდეო - video - Ад существует! Звезды Вольфа Райе - Hell exists! Stars of Wolf Rayet - ჯოჯოხეთი არსებობს! ვოლფ რაიეს ვარსკვლავები

ძირითადი მახასიათებლები

ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები ძირითადად მასიური ვარსკვლავებია ევოლუციის გვიან ეტაპებზე, რომლებმაც დაკარგეს თითქმის მთელი წყალბადის გარსი, მაგრამ მდიდარია ჰელიუმით და იწვის მას ბირთვში. ზოგიერთი ძალიან მასიური მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავს, რომელიც შეიცავს საკმარის წყალბადს და წვავს მას ბირთვში, აქვთ მსგავსი მახასიათებლები და ასევე კლასიფიცირდება როგორც ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები (იხ. ქვემოთ[⇨]).

ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავებს ახასიათებთ ძალიან მაღალი ეფექტური ტემპერატურები - 25-დან 200 ათას K-მდე და, შესაბამისად, ძალიან მაღალი მანათობლებით - ასეთი ვარსკვლავების აბსოლუტურმა სიდიდემ შეიძლება მიაღწიოს -7 მ-ს. ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების მასა მერყეობს 5 M⊙-დან, საშუალოდ 10 M⊙. ამავდროულად, მათ აქვთ ძლიერი ვარსკვლავური ქარი, რომლის მატერიის სიჩქარე აღემატება 1000–2000 კმ/წმ, რაც იწვევს მასის დაკარგვას 10−6–10−4 M⊙ წელიწადში და ვარსკვლავთშორისი მატერიის გამდიდრებას. მძიმე ელემენტებით.

ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების დაახლოებით ნახევარი მიეკუთვნება მჭიდრო ორობით სისტემებს, რომლებშიც მეორე კომპონენტი ყველაზე ხშირად არის O ან B სპექტრული ტიპის ვარსკვლავი, რომლის მასა აღემატება ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავის მასას, რის გამოც კომპონენტები ხშირად შეიძლება გაიზომოს პირდაპირ. ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები ძირითადად კონცენტრირებულია გალაქტიკის დისკის სიბრტყეში - ასეთი ვარსკვლავების საშუალო მანძილი გალაქტიკის სიბრტყიდან არის დაახლოებით 85 პარსეკი. გარდა ამისა, ისინი საკმაოდ იშვიათია: თეორიული შეფასებით, ირმის ნახტომში 1-2 ათასი მათგანია და მათგან მხოლოდ რამდენიმე ასეულია აღმოჩენილი. მათი სიკაშკაშის გამო მათი დაკვირვება დიდ დისტანციებზეა შესაძლებელი: მაგალითად, ანდრომედას გალაქტიკაში 30 ასეთი ვარსკვლავია ცნობილი.

იხ.  ვიდეო - Wolf-Rayet Stars - What Are They? - Universe Sandbox 2 - PART 1

ვოლფ-რაიეს გალაქტიკების კონცეფცია დაკავშირებულია ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავებთან - ეს არის გალაქტიკები, რომლებშიც შეუძლებელია ცალკეული ვარსკვლავების ამოცნობა, მაგრამ მათი სპექტრი მიუთითებს ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების დიდი რაოდენობით - ასობით ან ათასობით - არსებობაზე. ზოგიერთი სფერო. ასეთი გალაქტიკები თავად არიან ვარსკვლავური გალაქტიკები.

დახასითება - ვრ ვარსკვლავები მასიური ვარსკვლავების ევოლუციის ნორმალურ ეტაპზე იმყოფებიან, რომლებშიც წყალბადის და აზოტის (WN მიმდევრობა), ან ჰელიუმის, ნახშირბადის და ჟანგბადის (WC მიმდევრობა) გამოსხივების ფართო ხაზები ჩანს. მათი ძლიერი გამოსხივების ხაზების დახმარებით, ისინი შეიძლება აღმოვაჩინოთ ახლო გალაქტიკებში. დაახლოებით 300 ვრ ვარსკვლავია ნაპოვნი ჩვენს გალაქტიკაში. ეს რიცხვი უკანასკნელი წლების განმავლობაში შეიცვალა, რადგან ასეთი ტიპის ვარსკვლავების აღმოჩენას ძალიან ღრმა ფოტომეტრული და სპექტროსკოპული დაკვირვებები მიეძღვნა. დამატებით, დაახლოებით 100 ასეთი ობიექტია ნაპოვნი მაგელანის დიდ ნისლეულში, ხოლო 12 აღმოაჩინეს მაგელანის პატარა ნისლეულში და რამდენიმე ადგილობრივი ჯგუფის და უახლოეს გალაქტიკებში (M83, NGC 300 და სხვა).

AB7 არის ერთ-ერთი ყველაზე აქტიური ნისლეული მაგელანის ნისლეულებში - ირმის ნახტომის ორი თანამგზავრი გალაქტიკა

დამახასიათებელი გამოსხივების ხაზები ფორმირდება გაფართოებულ, მკვრივ და მაღალსიჩქარიანი ქარის რეგიონში, რომელიც ეხვევა ძალიან ცხელ ვარსკვლავურ ფოტოსფეროში, რომელიც გამოყოფს ულტრაიისფერ გამოსხივებას, ხოლო ეს უკანასკნელი იწვევს ნათებას (ფლუორესენციას) ხაზების ფორმირების ქარიან რეგიონში. მეცნიერებს სჯერათ, რომ ასეთი ვარსკვლავების უმეტესობა საბოლოოდ გახდება Ib ან Ic ტიპის სუპერნოვა

არსებობს ვრ ვარსკვლავების ერთი ტიპი, რომელთაც აქვთ ძლიერი წყალბადის ხაზები თავიანთ სპექტრში, რომლებიც წყალბადის ატმოსფეროზე მიუთითებენ. ესენი არიან WNh (და ასევე WNha) ვარსკვლავები. მათ ჯერ კიდევ არ მოუშორებიათ თავიანთი წყალბადის "ქერქები." ისინი მხოლოდ ევოლუციონირებენ მასიური მთავარი მიმდევრობის O-კლასის ვარსკვლავებიდან. ეს არის ყველაზე კაშკაშა ვრ ვარსკვლავები და მათ შორის არიან ყველაზე მაღალი ბოლომეტრიული სიკაშკაშის ვარსკვლავები.

იხ. ვიდეო - Звезды Вольфа-Райе – взрывоопасные горячие и яркие светила

საწყისი მასა (MS (მზის მასა))	ევოლუციური მიმდევროვა	სუპერნოვას ტიპი
>90	O => Of => WNLh (=> WNE) => WC	Ib (ან IIn)
60-90	O => Of/WNLh <=> LBV => WNL => WC	Ib (ან IInა)
40-60	O => BSG => LBV <=> WNL (=> WNE) => WC	Ib
	(იშვიათად) O => BSG => LBV <=> WNL (=> WNE) => WC => WO	Ic
30-40	O => BSG => RSG (<=> LBV)=> WNE => WC	Ib
20-30	O (=> BSG) => RSG <=> BSG (ლურჯი მარყუჟები) => RSG	IIL (ან IIb)
10-20	O => RSG	IIP

ვრ ვარსკვლავის ყველაზე ხილული მაგალითია Gamma 2 Velorum, რომლის დანახვა შეუიარაღებელი თვალითაა შესაძლებელი. ის მდებარეობს იალქნების თანავარსკვლავედში. თავისი სპექტრის ეგზოტიკური ბუნების გამო მას მეტსახელად "სამხრეთ ცის სპექტრულ ძვირფას ქვას" ეძახიან. სხვა ვრ ვარსკვლავების დანახვა შეუიარაღებელი თვალით შეუძლებელია. ეს ერთადერთია.

ყველაზე მასიური და ალბათ ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი R136a1 ასევე ვრ ვარსკვლავია, რომელიც WNh ტიპს მიეკუთვნება. ასეთი ტიპის ვარსკვლავები, რომლებიც მოიცავს ყველაზე კაშკაშა და მასიურ ვარსკვლავებს, ძალიან ახალგაზრდაა და ჩვეულებისამებრ მოიძებნება ძალიან, ძალიან ხშირ ვარსკვლავთგროვებში. იშვიათად კი, გაქცეული ვრ ვარსკვლავები, როგორიცაა VFTS 682 ასეთი გროვების გარეთ მოიძებნება. ის ალბათ გამოაგდეს მრავალვარსკვლავური სისტემიდან ან სხვა ვარსკვლავებთან ურთიერთქმედებამ გამოაძევა ვარსკვლავთგროვიდან.

იხ. ვიდეო - What Are WOLF-RAYET Stars?