شبیه سازی ستاره های پرجرم با استفاده از کد mesa

ما مسیر تحولی ستاره های ولف-رایه ( (wr را از سن صفر رشته ی اصلی هلیومیhe-zams تا مرحله ی پیش ابرنواختری مورد مطالعه قرار داده ایم. در فاز های پیشرفته کاهش شدیدی در دمای سطحی این ستاره ها مشاهده می شود که ناشی از تورم شدید شعاع است. تورم پوش با جرم و فلزیت افزایش می یابد که پیامدی از وضعیت فرا-ادینگتون و ناکارآمدی در همرفت می باشد. بنابراین کاهش نسبت جرم به درخشندگی m/l با جرم و یا یک کدریت بالا در پوش، منجر به متورم شدن ستاره می شود. در نتیجه انتظار داریم ستارگان کم جرم و کم فلز، ساختار فشرده ای داشته باشند و با افزایش جرم و فلزیت، پوش ستاره متورم شود. بنابراین می توان انتظار داشت ستاره های wnl (ستاره هایی که در سطح شان هیدروژن دارند)، پوش تابشی گسترده تری داشته باشند. این توقع ناشی از کدریت بالاتر پوش این ستاره ها است نتایج ما ساختار ستاره های wr درخشان و پرفلز (ازhe-zams) و ستاره های wr درخشان و کم فلز (در فاز های پیشرفته) را به صورت یک هسته ی همرفتی کوچک که توسط یک پوش گسترده ی تابش غالب احاطه شده است، توصیف می کند. این پوش رقیق در زیر یک ناحیه ی نسبتا چگال قرار دارد (وارونگی در چگالی). نتایج ما نشان می دهد تورم شعاع ستاره های پرجرم، ناشی از مجاورت درخشندگی به درخشندگی ادینگتون می باشد و همه ی ستاره های wr متورم می شوند wr های کم جرم و میانه جرم در فاز های پیشرفته متورم می شوند).