„Wolf–Rayet-csillag” változatai közötti eltérés
[nem ellenőrzött változat] | [ellenőrzött változat] |
Tartalom törölve Tartalom hozzáadva
Nincs szerkesztési összefoglaló |
a atfogalmaz, adat korr |
||
1. sor:
[[Fájl:Wolf rayet2.jpg|bélyegkép|300px|A [[WR 124]] Wolf-Rayet csillagot körülvevő [[M1–67]] köd (A [[Hubble űrtávcső]] felvétele)]]
A '''Wolf–Rayet csillag''' (rövidebben '''WR csillag''')
Az [[O színképtípusú csillag|O színképtípusú]] kék [[szuperóriás]]okhoz hasonlítanak (a feltételezések szerint belőlük, illetve a [[fényes kék változócsillag]]okból alakulnak ki), de színképükben a [[hidrogén]] és az ionizált [[hélium]] széles [[emissziós vonal]]ai dominánsak, melyek a csillagtól távolodó nagy sebességű gázáramban ([[csillagszél]]ben) keletkeznek. Színképükben megtalálhatók a [[szén]], [[nitrogén]] és az [[oxigén]] [[abszorpciós vonal]]ai is. A napjainkban elfogadott elméletek szerint ezek a csillagok [[kettőscsillag|kettős rendszerek]] tagjai, ahol a kísérő a Wolf-Rayet komponens külső rétegeit „elszippantotta”. Így az észlelt színkép inkább a már jóval fejlettebb (azaz a hidrogént és egyéb könnyű elemeket már elhasznált) belső részeket jellemzi (C, N, O vonalak), mint a normál [[csillagfelszín]]t.
A Wolf–Rayet csillagok élettartama – nagy tömegük miatt – igen rövid, Wolf–Rayet csillagként csak néhány százezer (ezt megelőzően, szuperóriásként is csak pár millió) évig ragyognak, ezután [[szupernóva]]ként lángolnak fel, egyes elméletek szerint azonban közvetlenül is [[fekete lyuk]]ká tudnak alakulni. A színképükben található hasonlóságok alapján
A Wolf–Rayet csillagok a [[galaxis]]ok [[spirálkar]]jainak belső részén, illetve a [[galaxismag]] környékén koncentrálódnak. A [[Tejútrendszer]]ünkön belül
== Osztályozásuk ==
|