Зорі Вольфа — Райє

Спектр в глобальному WR зір характеризують двома параметрами[8]: ефективною температурою поверхні ${\displaystyle T_{eff}}$, параметром густини вітру ${\displaystyle W_{\rho }}$. Перший параметр ${\displaystyle T_{eff}}$ визначається через закон Стефана-Больцмана: ${\displaystyle L=4\pi R_{*}^{2}\sigma T_{eff}^{4}}$, де ${\displaystyle L}$ — світність, ${\displaystyle R_{*}}$ — радіус зорі, ${\displaystyle \sigma \;}$ = 5.67 10⁻⁸ Вт/(м² К⁴) — стала Стефана — Больцмана. На практиці, ${\displaystyle T_{eff}}$ визначається з характеристик спектральних ліній шляхом розв'язування рівняння іонізаційної рівноваги. Другий параметр: ${\displaystyle W_{\rho }=\left({\frac {\dot {M}}{V_{\infty }}}\right)R_{C}^{-3/2}}$, де ${\displaystyle {\dot {M}}}$ — темп втрати маси, ${\displaystyle V_{\infty }}$ — кінцева швидкість вітру, ${\displaystyle R_{C}}$ — радіус ядра. Для визначення темпу втрати маси використовують наступне співвідношення[8], яке зв'язує спостережуваний потік електромагнітного випромінювання ${\displaystyle S_{\nu }}$ в радіодіапазоні (в Янських) власне з втратою речовини ${\displaystyle {\dot {M}}:}$

${\displaystyle S_{\nu }=23.2\left({\frac {{\dot {M}}z}{V_{\infty }\mu }}\right)^{-4/3}\left({\frac {\gamma g\nu }{d^{3}}}\right)^{2/3},}$

де ${\displaystyle d}$ — це відстань до WR зорі в кпк, ${\displaystyle z}$ — середній заряд іонів, ${\displaystyle \mu }$ — середня маса іонів (в а. о. м.), ${\displaystyle \gamma }$ — кількість електронів на один іон, ${\displaystyle \nu }$ — частота в Гц та ${\displaystyle g}$ — фактор Гаунта для вільно-вільних переходів. Дане співвідношення і використовують для потоку в інфрачервоній ділянці спектру з підстановкою швидкості меншою критичною, а також для ліній в оптичній та УФ ділянках. Вважається, що лінійна поляризація непевного спектра гарячих зірок обумовлена розсіюванням фотонів зоряного походження на електронах у навколишньому середовищі, але, крім того, також додається вплив міжзоряного середовища.

Для характеризації ефективності втрати маси (як і число Рейнольдса у турбулентних течіях) застосовують так званий безрозмірний параметр продуктивності вітру ${\displaystyle \eta }$, як відношення імпульсу течії до імпульсу повного поглинання фотонів: ${\displaystyle \eta =\left({\frac {{\dot {M}}V_{\infty }}{L/c}}\right),}$ c — швидкість світла. Для зір класу O цей параметр не перевищує одиниці, а для WR зір доходить до ста. Значення більше одиниці вказує на багатократне розсіяння фотонів, що призводить до передачі енергії вітру[8].

Більшість WR зір, одиночних або подвійних, є тепловими рентгенівськими тепловими джерелами. Частка рентгенівського випромінювання для одиночної зорі складає ${\displaystyle 10^{-7}}$ від загальної світності. Розігрів газу у вітрі відбувається за рахунок радіаційних нестійкостей до температур до ${\displaystyle 10^{6}-10^{7}}$ К. Нагрів газу у подвійних системах є наслідком взаємодії вітрів від компонентів системи, що проявляється в періодичній змінності блиску в рентгенівській ділянці.[8]

Лише чверть WR у вибраному діапазоні галактичних довгот асоціюється зі зоряними скупченнями та/або зонами HII. Розглядаючи весь Чумацький Шлях, 27 % зір WR згруповані у кластери[9].

Обертання мало вплив на еволюцію масивних зір при високій металічності, тому що швидкість обертання та ефективність процесу змішування сповільнюється через збільшення маси зоряних вітрів і втрати кутового моменту, і ці зорі стають зорями WR, коли гелій в їх центрі запалюється. Однак втрата маси, викликана сповільненням, яке зупиняє ефективне обертальне змішування, зменшується при меншій металічності. Масивні зірки зі швидким обертанням легко можуть перетворюватися на WR внаслідок дії механізму хімічно однорідної еволюції[10]. Модель оптично товстих вітрів від зір Вольфа — Райє дає наступну пропорційність втрати маси від світності ${\displaystyle L}$ та металічності ${\displaystyle Z}$: ${\displaystyle {\dot {M}}\propto L^{\delta }Z^{\gamma }}$ з ${\displaystyle \delta =1.3}$ та ${\displaystyle \gamma =0.8-1.0}$.

Причому ці показники не залежать суттєвим чином від кінцевої швидкості зоряного вітру ${\displaystyle V_{\infty }}$[11].

Аналіз першої події детектування гравітаційних хвиль GW150914 дав чималі маси чорних дір, що вказує на те, що вони сформувалися з об'єктів з низькою металічністю ${\displaystyle Z}$. А зорі з нижчим ${\displaystyle Z}$, мають менший темп сповільнення обертання, а значить більше поточне значення швидкості обертання. Це є ключовим аспектом розуміння еволюції одиничних та подвійних масивних зір до колапсу[12].