כוכב וולף-ראייה – הבדלי גרסאות

פסי הפליטה של הכוכבים שנתגלו היו שונים מפסי הפליטה המאפיינים [[מימן]] ולא היו מוכרים. בשנת [[1868]] התגלה היסוד [[הליום]] שיותר מאוחר התגלה כיוצר של פסי הפליטה האלו. [[הרחבות ספקטרליות|רוחבם של פסי הפליטה]] היה רחב יותר מהרוחב הנפוץ של פסי פליטה וההסבר לכך ניתן רק בשנת [[1929]] ולפיו רוחב הפסים נובע מכך שהגז שיוצר את הפסים נע במהירויות גדולות במיוחד - 300-2,400 ק"מ לשנייה וגורם ל[[הרחבת דופלר]] המסיט את ספקטרום האור הנפלט בהתאם לכיוון תנועת הגז ולמהירותו. המסקנה מתוצאות אלו היא שמדובר בכוכבים המעיפים החוצה כמויות גדולות של גז במהירויות גבוהות כך שנוצרת מסביבם [[ערפילית פליטה]]. המהירויות הגבוהות של הגז נגרמות מ[[לחץ קרינה|לחץ הקרינה]] הגבוה המאפיין כוכבים חמים במיוחד.

 

 

בשל הספקטרום המיוחד של אורם ניתן לזהות כוכבי וולף-ראייה בגלקסיות שכנות ועד היום נתגלו כ-100 כוכבים כאלו ב[[הענן המגלני הגדול|ענן המגלני הגדול]] ו-12 ב[[הענן המגלני הקטן|ענן המגלני הקטן]], בנוסף על כ-230 כוכבים שנתגלו ב[[שביל החלב]]. כוכב וולף-ראייה הקרוב ביותר והבהיר ביותר הוא אחד מכוכבי [[מערכת מרובת כוכבים|מערכת הכוכבים]] של [[רגור]] (γ במפרש) שנמצאת במרחק של כ-840 [[שנת אור|שנות אור]] ו[[בהירות]]ה הכוללת היא מדרגה 1.8.