Վոլֆ-Ռայեի աստղեր
Վոլֆ-Ռայեի աստղեր,վաղ սպեկտրային դասի աստղեր, որոնց սպեկտրներում դիտվում են լայն պայծառ գծեր։ Վոլֆ-Ռայեի աստղեր կոչվել են ֆրանսիական աստղագետներ Շարլ Վոլֆի (Ch․ Wolf) և Ժորժ Ռայեի (G․ Rayet) անուններով։ Վոլֆ-Ռայեի աստղերն ունեն մեծ զանգված (М~10М․՝ արեգակնային զանգված), բարձր լուսատվություն (L~4000L․) և ձգվածմթնոլորտ։ Դրանց էֆեկտիվջերմաստիճանըգերազանցում է 50000 К։ Ենթադրում են, որ պայծառ գծերը ծնվում են այս տիպի աստղերի շուրջը գտնվող լայնացող գազային թաղանթներում՝ Դոպլերի էֆեկտի հետևանքով։ Այս դեպքում աստղի սպեկտրում դիտվող պայծառ շերտերի կիսալայնությունը որոշվում է թաղանթի լայնացման (նյութի արտահոսքի) արագությամբ, որը կազմում է շուրջ 1000 կմ/վրկ։ Այդ արագության և պայծառ գծերի ինտենսիվության հիման վրա հաշվածաստղիզանգվածի կորուստը կազմում է 10−5—10−6արեգակնային զանգված մեկ տարում։ Աստղից նյութի արտահոսքը չի կարող երկար շարունակվել, որից էլ բխում է Վոլֆ–Ռայեի աստղերի երիտասարդ լինելը (տարիքը չի անցնում 107 տարուց)։ Այդ մասին է վկայում նաև այն փաստը, որ Վոլֆ-Ռայեի աստղերը դիտվում են աստղասփյուռներում։ Վիճակագրական ուսումնասիրությունների համաձայն գրեթե բոլոր Վոլֆ-Ռայեի աստղերի կրկնակի աստղեր են, սակայն միշտ չէ, որ բացահայտվում է դրանց կրկնակիությունը։
Այս հոդվածի կամ նրա բաժնի որոշակի հատվածի սկզբնական կամ ներկայիս տարբերակը վերցված է Քրիեյթիվ Քոմմոնս Նշում–Համանման տարածում 3.0 (Creative Commons BY-SA 3.0) ազատ թույլատրագրով թողարկվածՀայկական սովետական հանրագիտարանից(հ․ 11, էջ 493)։
|
|
Սաանավարտ հոդվածէ։ Դուք կարող եք օգնել Վիքիպեդիային՝ուղղելով և լրացնելովայն։ Այս նշումը հարկավոր է փոխարինել համապատասխանթեմատիկ նշումով։ |