ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები

თავისუფალი ქართულენოვანი ენციკლოპედია ვიკიპედიიდან
გადასვლა: ნავიგაცია, ძიება
ჰაბლის სახელობის კოსმოსური ობსერვატორიის მიერ გადაღებული M1-67 ნისლეულის ფოტო ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავის გარშემო. ვარსკვლავის სახელია WR 124

ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები (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.

აღწერა[რედაქტირება]

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

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 მიეძღვნა ძალიან ღრმა ფოტომეტრული და სპექტროსკოპული დაკვირვებები. 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).

რამდენიმე ასტრონომმა, მათ შორის რუბლევმა და კონტიმ თავდაპირველად წამოაყენეს ვარაუდი, რომ ვრ ვარსკვლავები არიან O-ვარსკვლავების მემკვიდრეები, რომლებშიც უკიდურესად კაშკაშა ვარსკვლავების ძლიერმა ვარსკვლავურმა ქარმა გამოტყორცნა წყალბადით მდიდარი გარე ფენები.

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.

ევოლუციური მოდელი[რედაქტირება]

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

მაგალითები[რედაქტირება]

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.

რესურსები ინტერნეტში[რედაქტირება]

Commons-logo.svg
ვიკისაწყობში? არის გვერდი თემაზე:
  • physics.usyd.edu.au Some Wolf–Rayet stars in binaries are close enough that we can image a rotating "pinwheel nebula" showing the dust generated by colliding winds in the binary system, from Aperture Masking Interferometry observations.
  • harvard.edu Wolf–Rayet Stars: Spectral Classifications
  • astro.lsa.umich.edu ApJ 525:L97-L100 Nov. 10, 1999. Monnier, Tuthill & Danchi: Pinwheel Nebula Around WR98a (PDF)
  • uk.arxiv.org ApJ Jan. 3,2005. Dougherty, et al.: High Resolution Radio Observations of the Colliding Wind Binary WR140 (PDF)
  • harvard.edu A catalog of northern Wolf–Rayet Stars and the Central Stars of Planetary Nebulae (Harvard)
  • nytimes.com Scientists See Supernova in Action
  • nasa.gov Big Old Stars Don't Die Alone (NASA)