b'\n_START_ARTICLE_\nWolf-Rayetova zvezda\n_START_PARAGRAPH_\nWolf-Rayetove zvezde (velikokrat poimenovane zvezde WR) so razvite, masivne zvezde (od 10 do 50 Son\xc4\x8devih mas), ki zaradi zelo mo\xc4\x8dnega zvezdnega vetra (s hitrostmi od 800 do 3000\xc2\xa0km/s) zelo hitro izgubljajo svojo maso. Na\xc5\xa1e Sonce vsako leto izgubi pribli\xc5\xbeno 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb9\xe2\x81\xb4 svoje mase, Wolf-Rayetove zvezde pa obi\xc4\x8dajno 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb5 Son\xc4\x8devih mas, oziroma v milijon letih do 10 Son\xc4\x8devih mas._NEWLINE_Wolf-Rayetove zvezde so zelo vro\xc4\x8de, s povr\xc5\xa1inskimi temperaturami v obmo\xc4\x8dju od 25.000 do 50.000 K. Njihovi izsevi so od 100.000 do milijon Son\xc4\x8devih izsevov._NEWLINE_Verjetno je bila zvezda, ki je 9. januarja 2008 v galaksiji NGC 2770 eksplodirala v supernovo (SN 2008D), Wolf-Rayetova zvezda. To je bila prva supernova, ki so jo opazovali neposredno med njeno eksplozijo.\n_START_SECTION_\nZgodovina opazovanj\n_START_PARAGRAPH_\nCharles Joseph \xc3\x89tienne Wolf in Georges Antoine Pons Rayet sta leta 1867 s pomo\xc4\x8djo spektrometra v vidnem prva odkrila in \xc5\xa1tudirala to vrsto zvezd. V ozvezdju Laboda sta tega leta s 400\xc2\xa0mm Foucaultovim daljnogledom na pari\xc5\xa1kem observatoriju odkrila tri zvezde (z dana\xc5\xa1njimi oznakami D191765, HD192103 in HD192641), ki so imele \xc5\xa1iroke emisijske \xc4\x8drte na sicer zveznem spektru. Ve\xc4\x8dina zvezd ima v svojih spektrih absorpcijske \xc4\x8drte zaradi elementov, ki absorbirajo svetlobno energijo pri dolo\xc4\x8denih frekvencah. \xc5\xa0tevilo zvezd z emisijskimi \xc4\x8drtami je zelo majhno in so tako o\xc4\x8ditno zelo nenavadna astronomska telesa. Podobna telesa so z vizualno metodo odkrili Lorenzo Respighi, Edward Charles Pickering in Copeland._NEWLINE_Narava emisijskih \xc4\x8drt v spektrih Wolf-Rayetovih zvezd je ostala ve\xc4\x8d desetletij nepojasnjena. Pickering je menil da \xc4\x8drte povzro\xc4\x8da nenavadno stanje vodika. Ta\xc2\xa0\xc2\xbbPickeringova serija\xc2\xab\xc2\xa0je imela podoben vzorec kot Balmerjeva serija, \xc4\x8de so se upo\xc5\xa1tevala polcela kvantna \xc5\xa1tevila. Kasneje se je pokazalo da \xc4\x8drte izvirajo od helija, plina, ki sta ga leta 1868 neodvisno spektroskopsko odkrila Janssen in Lockyer._NEWLINE_Do leta 1929 so \xc5\xa1irino emisijskih \xc4\x8drt pripisovali Dopplerjevemu pojavu in dejstvu da mora imeti plin okrog teh zvezd hitrosti od 300 do 2400\xc2\xa0km/s v smeri opazovanja. Zaklju\xc4\x8dili so da Wolf-Rayetove zvezde neprestano izmetujejo plin v vesoljski prostor in pri tem se tvori raz\xc5\xa1irjajo\xc4\x8da ovojnica megli\xc4\x8dastega plina. Sila, ki izvr\xc5\xbee plin z velikimi opazovanimi hitrosti, je sevalni tlak._NEWLINE_Poleg helijevih so v spektrih Wolf-Rayetovih zvezd na\xc5\xa1li tudi ogljikove, kisikove in du\xc5\xa1ikove \xc4\x8drte. Leta 1938 je Mednarodna astronomska zveza razvrstila spektre Wolf-Rayetovih zvezd v vrsti WN in WC, glede na to ali v spektru prevladujejo du\xc5\xa1ikove ali ogljik-kisikove \xc4\x8drte.\n_START_SECTION_\nOpis\n_START_PARAGRAPH_\nWolf-Rayetove zvezde predstavljajo normalno stopnjo razvoja zelo masivnih zvezd. V njihovih spektrih so vidne mo\xc4\x8dne in \xc5\xa1iroke emisijske \xc4\x8drte nevtralnega in ioniziranega helija in du\xc5\xa1ika (niz\xc2\xa0\xc2\xbbWN\xc2\xab) ali \xc4\x8drte helija, ioniziranega ogljika in kisika (niz\xc2\xa0\xc2\xbbWC\xc2\xab). Zaradi njihovih mo\xc4\x8dnih emisijskih \xc4\x8drt jih lahko zamenjamo z bli\xc5\xbenjimi galaksijami. V na\xc5\xa1i Galaksiji je znano pribli\xc5\xbeno 230 Wolf-Rayetovih zvezd. Pribli\xc5\xbeno 100 jih je znanih v Velikem, 12 pa v Malem Magellanovem oblaku._NEWLINE_Conti je leta 1976 predlagal da so zvezde WR glede na spektralni razred potomke masivnih zvezd razreda O, v katerih je mo\xc4\x8dan zvezdni veter, ki je zna\xc4\x8dilen za zvezde z izjemno velikim izsevom, izvrgel neobdelane zunanje ovojnice bogate z vodikom. Zna\xc4\x8dilne emisijske \xc4\x8drte nastanejo v raz\xc5\xa1irjenem in gostem vetrovnem obmo\xc4\x8dju, ki se giblje z veliko hitrostjo, in obkro\xc5\xbea zelo vro\xc4\x8do zvezdno fotosfero, kar tvori poplavo ultravijoli\xc4\x8dnega sevanja, ki povzro\xc4\x8da svetlikanje. Ta proces izmetavanja poka\xc5\xbee najprej z du\xc5\xa1ikom bogate produkte cikla CNO gorenja vodika (zvezde WN), nato pa sloj bogat z ogljikom zaradi zgorevanja helija (zvezde WC in WO). Ve\xc4\x8dina teh zvezd se verjetno na koncu razvije v supernove vrste Ib ali Ic._NEWLINE_Nekaj (pribli\xc5\xbeno 10%) sredi\xc5\xa1\xc4\x8dnih zvezd planetarnih meglic so z opazovalnega stali\xc5\xa1\xc4\x8da tudi vrste WR, \xc4\x8detudi imajo veliko manj\xc5\xa1o maso (po navadi pribli\xc5\xbeno 0,6 Son\xc4\x8deve mase), in njihov emisijski spekter vsebuje \xc5\xa1iroke \xc4\x8drte helija, ogljika in kisika. So veliko mlaj\xc5\xa1a telesa in so se razvila iz razvitih zvezd manj\xc5\xa1ih mas. So v tesnem sorodstvu z belimi pritlikavkami in ne z zelo mladimi, zelo masivnimi zvezdami, ki predstavljajo ve\xc4\x8dino razreda WR._NEWLINE_Odliv snovi je neenakomeren, zato se sij Wolf-Rayetovih zvezd tudi malo spreminja. Zvezde razreda WR so redke, ker je stopnja njihovega razvoja kratka, imajo pa velik izsev in so opazne na velikih razdaljah.'