Wolf–Rayet star (original) (raw)

About DBpedia

نجم ولف-رايت في الفلك (بالإنجليزية: Wolf–Rayet stars)أو بالاختصار «نجم WR» هي نوع من النجوم بالغة الكتلة حيث تكون كتله النجم منها أكبر من 20 كتلة شمسية. تتميز تلك النجوم بفقد كبير في كتلتها يخرج منها في هيئة ريح نجمية تبلغ سرعتها 2000 كيلومتر في الثانية. بينما تفقد شمسنا نحو 10−14 من كتلتها كل سنة فإن نجما من نوع نجوم ولف-رايت يفقد سنويا نحو 10−5كتلة شمسية. تتميز نجوم ولف-رايت بأنها ساخنة جدا، فبينما تبلغ درجة حرارة سطح شمسنا 5700 درجة مئوية، تبلغ درجة حرارة سطح نجم ولف-ايت بين 25.000 إلى 50.000 درجة كلفن.

thumbnail

Property Value
dbo:abstract Les estrelles de Wolf-Rayet (abreujades sovint com a WR) són estrelles massives, calentes i en una fase d'evolució gairebé al final del seu cicle. Mostren una intensa pèrdua de material associada a forts vents estel·lars. Aquest tipus d'estrelles té temperatures superficials de més de 25.000 - 50.000 K; són molt blaves, amb el seu màxim d'emissió situat en l'ultraviolat. Els seus espectres mostren bandes d'emissió brillants, corresponents a hidrogen o heli ionitzats. La superfície estel·lar també presenta línies d'emissió amples de carboni, nitrogen i oxigen. Constituïxen el tipus espectral W. Les galàxies de Wolf-Rayet són galàxies amb un elevat nombre d'estrelles de tipus WR. (ca) نجم ولف-رايت في الفلك (بالإنجليزية: Wolf–Rayet stars)أو بالاختصار «نجم WR» هي نوع من النجوم بالغة الكتلة حيث تكون كتله النجم منها أكبر من 20 كتلة شمسية. تتميز تلك النجوم بفقد كبير في كتلتها يخرج منها في هيئة ريح نجمية تبلغ سرعتها 2000 كيلومتر في الثانية. بينما تفقد شمسنا نحو 10−14 من كتلتها كل سنة فإن نجما من نوع نجوم ولف-رايت يفقد سنويا نحو 10−5كتلة شمسية. تتميز نجوم ولف-رايت بأنها ساخنة جدا، فبينما تبلغ درجة حرارة سطح شمسنا 5700 درجة مئوية، تبلغ درجة حرارة سطح نجم ولف-ايت بين 25.000 إلى 50.000 درجة كلفن. (ar) Wolfovy–Rayetovy hvězdy jsou velmi hmotné hvězdy hlavní posloupnosti s velmi vysokou svítivostí a velmi krátkou dobou života (méně než milion let). Jejich hmotnost se pohybuje v rozsahu 25–60 hmotností Slunce. Povrchová teplota dosahuje 25 000 až 100 000 K, s maximem vyzařování v ultrafialové oblasti. Spektrální třída Wolfových–Rayetových hvězd má samostatné označení W (označení vychází z toho, že vlivem vysoké teploty jsou spektrální čáry jednotlivých prvků široké – anglicky wide). (cs) Οι αστέρες Βολφ-Ρεγιέ (Wolf-Rayet ή WR stars) ανήκουν στην κατηγορία των μεταβλητών άστρων. Χαρακτηρίζονται από μεγάλη φωτεινότητα που φθάνει σε απόλυτο οπτικό μέγεθος το -5, θερμοκρασία στην επιφάνεια 30.000 έως 50.000 Κ, και φτωχή ατμόσφαιρα σε υδρογόνο αλλά πλούσια σε ήλιο, άνθρακα και άζωτο. (el) Wolf-Rayet stelo (ofte mallongige: WR stelo) estas tipo de varma, mashava kaj evoluinta stelo, kiu elmontras grandan elĵetadon da maso. Tiaj steloj portas la nomon de iliaj malkovrintoj: la francaj astronomoj Charles Wolf kaj Georges Rayet de la Observatorio de Parizo en 1867. (eo) Wolf-Rayet-Sterne (nach den französischen Astronomen Charles Wolf und Georges Rayet), in der Fachliteratur auch WR-Sterne abgekürzt, sind die freigelegten Kerne ehemals massereicher Sterne. Sie werden keiner der üblichen Spektralklassen zugeordnet, sondern werden in einem eigenen Typ klassifiziert. (de) Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR o W-R) son estrellas masivas (con más de 20-30 masas solares), calientes y evolucionadas que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares. (es) Wolf-Rayet izarrak, sarri WR izar bezala laburtuak, ezohiko espektroak dituzten izar multzo heterogeneo arraro bat dira, helio ionizatu eta nitrogeno edo karbono oso ionizatuen igorpen lerro handiak erakusten dituztenak. Espektroek, gainazalean elementu astunen gehikuntza oso handia, hidrogenoaren agortze bat eta izar haize indartsuak adierazten dituzte. Ezagutzen diren Wolf-Rayet izarren azaleko tenperaturak 20.000 eta 210.000 K artean daude, ia gainontzeko izar mota guztiak baino beroagoak. Aurretik, W motako izarrak deitzen ziren, euren espektro sailkapenaren arabera. Wolf-Rayet izar klasikoak (edo I. populaziokoak) euren kanpo hidrogenoa erabat galdu duten eta helioa edo nukleoan elementu astunagoak fusionatzen ari diren eboluzionatutako izar masiboak dira. I populazioko WR izarren azpimultzo batek hidrogeno lerroak erakusten ditu bere espektroetan eta WNh izarrak bezala ezagutzen dira; nukleoan hidrogenoa fusionatzen duten izar gazte oso masiboak dira, erradiazioak bultzatutako masa galera eta nahasketa bortitzaren eraginpean dauden helio eta nitrogenoarekin. WR espektroak dituzten beste izar talde batzuk, nebulosa planetarioen (CSPNe) erdiko izarrak dira, adar post-asintotiko erraldoiko izarrak, sekuentzia nagusian zeuden bitartean Eguzkiaren antzekoak zirenak, baina, orain, fusioa eten dutenak eta euren atmosferak kendu dituztenak karbono-oxigenozko nukleo biluzi bat agerian uzteko. Wolf-Rayet izar guztiak oso objektu argitsuak dira beren tenperatura altuengatik -milaka aldiz eguzkiaren argitasun bolometrikoa (L☉) CSPNe izarren kasuan, ehunka mila L☉ I populazioko WR izarren kasuan, milioi bat L☉ baino gehiago WNh izarren kasuan -, ikusmenaren ikuspegitik oso distiratsuak ez diren arren, euren erradiazio gehiena ultramorean igortzen baita. eta begi hutsezko izarrak, baita ezagutzen den izar masiboenetako bat ere, 30 Doradusen, Wolf-Rayet izar guztiak dira. (eu) Wolf-Rayet adalah bintang masif (lebih dari 25 massa matahari), dalam evolusi dan menyemburkan gas panas dengan kecepatan tinggi (biasanya angin berkecepatan 2000 km/detik). Bintang Wolf-Rayet sangat panas dan mengeluarkan lapisan luar gasnya dengan kecepatan yang sangat tinggi. Garis emisi yang kuat dan lebar (dengan lebar ekivalen hingga 1000 Å!) Muncul dari angin material yang tertiup ke bintang. Bintang Wolf-Rayet mewakili ledakan aktivitas terakhir sebelum bintang besar belum mati. Kita telah mengetahui sekitar 220 di galaksi kita sendiri, tetapi para astronom memperkirakan bahwa Bima Sakti mungkin berisi antara 1.000 dan 2.000 objek seperti itu, sebagian besar tersembunyi oleh debu. Mengingat suhu rata-rata bintang Wolf-Rayet lebih dari 25.000 Kelvin, dan mereka dapat memiliki luminositas hingga satu juta kali Matahari, diperkirakan bahwa angin kuat yang dipancarkan oleh benda-benda ini didorong oleh tekanan radiasi yang kuat. Angin ini mengeluarkan sekitar 10 juta massa matahari per juta tahun dengan kecepatan hingga 3.000 km / detik, menghasilkan karakteristik garis emisi luas dalam spektrun dalam bintang-bintang ini (bintang normal memiliki garis emisi sempit). Dan dalam kasus bintang Wolf-Rayet, ia kehabisan elemen yang lebih ringan untuk melebur di dalam intinya. Matahari dengan senang hari mengaduk hidrogen menjadi helium, tetapi Wolf-Rayet membajak melalui unsur-unsur seperti oksigen untuk mencoba menjaga keseimbangan. Diperkirakan berasal dari Bintang O yang kehilangan selubung hidrogennya untuk mengungkap inti helium yang terbuka, Bintang Wolf-Rayet dibagi 3 kelas berdasarkan spektrumnya : tipe WN yang mendominasi ion helium dan nitrogen, namun dapat mengandung sebagian karbon, sedangkan tipe WC tidak menunjukkan nitrogen dan didominasi oleh garis emisi ion karbon, oksigen, dan helium dan bintang WO langka dengan C / O <1. adalah galaksi yang memiliki populasi besar dari bintang Wolf-Rayet. Galaksi-galaksi garis emisi ini menunjukkan fitur emisi 4686 Hell yang luar karena bintang WR. Sekitar seperempat dari galaksi ini juga menunjukkan emisi NIII 4640 A. Diperkirakan sekitar 50% bintang Wolf-Rayet terjadi dalam sistem biner. Teman yang diusulkan adalah Wolf-Rayet lainnya, atau pasangan kompak seperti lubang hitam atau bintang neutron. Ada beberapa bukti untuk kedua skenario ini, tetapi observasi konklusif belum diperoleh. Sejauh ini, satu-satunya rekan yang dikonfirmasi untuk bintang Wolf-Rayet adalah bintang masif lainnya. Bintang Wolf-Rayet diperkirakan mengakhirir hidup mereka secara spektakuler sebagai ledakan supernova Tipe Ib atau Tipe Ic. (in) Une étoile Wolf-Rayet (souvent abrégé en étoile WR) est une étoile chaude de plusieurs dizaines de masses solaires, qui durant une phase relativement brève (de l'ordre du million d'années) suivant sa séquence principale, se met à expulser la matière entourant son noyau sous forme de vents stellaires à haute vélocité, laissant celui-ci à nu, avant d'exploser en supernova. Elles furent découvertes en 1867 par Charles Wolf et Georges Rayet, de l'Observatoire de Paris. Wolf et Rayet avaient observé, dans trois étoiles de la constellation du Cygne, d'étranges raies en émission d'origine alors inconnue. On pense aujourd'hui que les étoiles Wolf-Rayet sont les descendantes des étoiles de type spectral O ou B, c'est-à-dire les étoiles les plus massives des populations stellaires (qui ont une masse comprise entre 9 et 80 à 315 masses solaires). On parle d'une « étoile Wolf-Rayet » pour dire une étoile « de type Wolf-Rayet », plutôt qu'une « étoile de Wolf-Rayet » (comme on parle de l'« étoile de Barnard »). Les étoiles Wolf-Rayet ne sont, en grande majorité, plus sur la séquence principale, c'est-à-dire que la combustion en leur cœur n'est plus celle de l'hydrogène, mais celle d'autres éléments, à savoir, par étapes, l'hélium, puis le carbone, l'oxygène, etc. On parle donc parfois du « stade (évolutif) Wolf-Rayet » ou d'une étoile montrant des caractéristiques Wolf-Rayet. Une autre caractéristique de ces étoiles est leur vent stellaire si important qu'il en devient optiquement épais, ne laissant plus percevoir le spectre de l'étoile elle-même. On ne peut alors pas non plus parler de surface (hydrostatique), contrairement aux étoiles « normales », de plus faible masse, comme le Soleil. Les scientifiques estiment aujourd'hui qu'il en existerait environ 6 000 sur les 200 à 400 milliards d'étoiles que contient la Voie Lactée. La plus massive jamais observée, R136a1, atteint une masse de 315 M☉ et se situe dans la constellation de la Dorade. (fr) Wolf–Rayet stars, often abbreviated as WR stars, are a rare heterogeneous set of stars with unusual spectra showing prominent broad emission lines of ionised helium and highly ionised nitrogen or carbon. The spectra indicate very high surface enhancement of heavy elements, depletion of hydrogen, and strong stellar winds. The surface temperatures of known Wolf–Rayet stars range from 20,000 K to around 210,000 K, hotter than almost all other kinds of stars. They were previously called W-type stars referring to their spectral classification. Classic (or population I) Wolf–Rayet stars are evolved, massive stars that have completely lost their outer hydrogen and are fusing helium or heavier elements in the core. A subset of the population I WR stars show hydrogen lines in their spectra and are known as WNh stars; they are young extremely massive stars still fusing hydrogen at the core, with helium and nitrogen exposed at the surface by strong mixing and radiation-driven mass loss. A separate group of stars with WR spectra are the central stars of planetary nebulae (CSPNe), post-asymptotic giant branch stars that were similar to the Sun while on the main sequence, but have now ceased fusion and shed their atmospheres to reveal a bare carbon-oxygen core. All Wolf–Rayet stars are highly luminous objects due to their high temperatures—thousands of times the bolometric luminosity of the Sun (L☉) for the CSPNe, hundreds of thousands L☉ for the population I WR stars, to over a million L☉ for the WNh stars—although not exceptionally bright visually since most of their radiation output is in the ultraviolet. The naked-eye stars Gamma Velorum and Theta Muscae, as well as one of the most massive known stars, R136a1 in 30 Doradus, are all Wolf–Rayet stars. (en) ウォルフ・ライエ星（ウォルフ・ライエせい、WR星、WR型星、WR star、Wolf-Rayet star）は、電離されたヘリウムや高階電離された炭素、酸素、窒素の幅の広い輝線を示す特殊なスペクトルを持つ青色巨星。右のHR図上では最も左上の領域（「WR型星」）を占め、表面温度は30,000 ケルビン (K) から100,000 K、光度は太陽の3万倍から100万倍にも達する。1867年に初めてこの種の恒星の存在を発見したフランスのシャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエ にちなんで名付けられた。 誕生時の質量が25太陽質量 (M☉) 以上の恒星は、その進化の途上ですべてウォルフ・ライエ星の段階を経て、Ib・Ic型の超新星爆発でその生涯を終えると考えられている。 肉眼で見える恒星では、ほ座γ2星（1.83等）とはえ座θ星（5.53等）がウォルフ・ライエ星に分類されている。また、既知の恒星で最大級の質量を持つとされるタランチュラ星雲のR136a1もウォルフ・ライエ星である。 (ja) 볼프-레이에 별(프랑스어: Étoile Wolf-Rayet, 영어: Wolf-Rayet Star 약칭 WR성)은 특이한 스펙트럼을 가진 희귀한 항성 유형이다. 헬륨 이온과 고차 질소 이온이나 고차 탄소 이온에서 기원한 넓은 방출선을 보이는 것이 특징이다. 이들의 스펙트럼은 항성 표면에서 수소가 결핍되어 있고 중원소가 매우 부화되어 있으며 강한 항성풍이 방출되고 있음을 암시한다. 알려진 볼프레이에 별의 표면온도는 약 20,000K에서 210,000K에 이르는데, 이는 다른 거의 모든 종류의 항성보다도 뜨겁다. 과거에는 이들을 스펙트럼 분류로써 W형 항성(영어: W-type Star)으로 일컫기도 하였다. 고전적인 1족 볼프레이에 별은 진화한 대질량성으로서 외피층의 수소를 완전히 상실하고 핵에서 헬륨이나 그보다 무거운 원소를 융합하고 있다. 스펙트럼에서 수소선이 나타나는 1족 WR성의 일부는 WNh성으로 알려져 있다. 이들은 어린 극대질량성으로서 아직 핵에서 수소를 연소하고 있으며, 강한 혼합과 복사에서 비롯한 로 그 표면에 헬륨과 질소가 노출된 상태다. WR 스펙트럼을 가진 별도의 분류로는 행성상성운 중심성(CSPN)이 있는데, 이들은 주계열성일 적에 태양과 유사하였으나 지금은 점근거성을 지나 핵반응이 멎고 대기를 방출하여 탄소·산소 핵이 드러난 상태의 항성이다. 모든 볼프레이에 별은 높은 온도로 인해 극도로 밝다. CSPN의 경우 태양 (L⊙)의 수천 배, 1족 WR성은 수십만 L⊙에 이르며, WNh성은 백만 L⊙를 초과한다. 그러나 이들의 주복사대는 자외선이기 때문에 가시적으로 매우 밝지는 않다. 대표적인 볼프레이에 별로는 맨눈으로 보이는 항성인 돛자리 감마와 , 알려진 가장 무거운 항성 중 하나인 황새치자리 30의 R136a1이 있다. (ko) Wolf-Rayetsterren, doorgaans afgekort tot WR-ster, zijn zware sterren met een massa van meer dan 20 zonmassa's, die hun massa snel verliezen door een krachtige sterrenwind. Die sterrenwind kan een snelheid van wel 2000 km/s bedragen. Dit soort sterren verliezen jaarlijks een hoeveelheid massa die gelijkstaat aan 10−5 zonnemassa's. Ter vergelijking: onze zon verliest jaarlijks een 10−14 deel van haar massa. WR-sterren zijn heet: hun temperatuur kan 25.000 tot 50.000 K bedragen. Door deze enorme temperaturen en het gigantische massaverlies verkrijgen deze sterren een blauwe kleur. Deze heldere zware sterren zijn vrij zeldzaam, er zijn er slechts enkele honderden waargenomen. (nl) Le stelle di Wolf-Rayet (abbreviazione: stelle W.R.) sono massicce (almeno 20 M⊙ alla nascita) molto evolute, e molto calde rispetto alla media. Spesso sono stelle eruttive.Il colore è bianco-azzurro, e corrisponde a temperature superficiali comprese fra 30000 K e 200000 K. Si tratta di stelle molto luminose, con una luminosità compresa fra centinaia di migliaia e milioni di volte quella del Sole, sebbene nella banda del visibile non siano eccezionalmente luminose, in quanto la maggior parte della radiazione viene emessa sotto forma di raggi ultravioletti e perfino di raggi X molli. Stelle di questo tipo sono molto rare: ne sono conosciute poche centinaia in tutto il Gruppo Locale. La maggior parte di esse è stata scoperta negli anni 2000, in seguito a estese indagini fotometriche e spettroscopiche dedicate alla ricerca di tali oggetti nel piano galattico. A causa delle loro marcate linee di emissione, le WR sono individuabili anche in altre galassie. Perdono massa a ritmi elevati per mezzo di venti stellari molto intensi e veloci (fino a oltre 2000 km/s). Le Wolf-Rayet perdono generalmente 10−5 M☉ ogni anno (un centomillesimo di volte la massa del Sole). Una tale perdita di massa causa l'espulsione del guscio di idrogeno che avvolge la stella scoprendo il nucleo di elio, che ha temperature molto elevate. Le stelle visibili a occhio nudo γ Velorum e θ Muscae sono Wolf-Rayet, così come lo è la stella più massiccia attualmente conosciuta, R136a1 nella Nebulosa Tarantola. (it) Wolf–Rayet-stjärna är en stjärna med hög yttemperatur och vars spektrum uppvisar mycket breda och kraftiga emissionslinjer. Stjärntypen har fått sitt namn efter de båda franska astronomerna Charles Wolf (1827–1918) och Georges Rayet (1839–1906), som upptäckte de första stjärnorna av denna kategori 1867. Den ljusstarkaste WR-variabeln är Gamma Velorum i stjärnbilden Seglet med en visuell magnitud av +1,83. Wolf-Rayet-stjärnor uppvisar små variationer i ljusstyrka på upp till 0,1 magnitud i amplitud. (sv) Estrelas Wolf-Rayet, frequentemente abreviadas como estrelas WR, são um tipo heterogêneo de estrelas com espectros anormais apresentando linhas de emissão intensas e largas de hélio e nitrogênio (subtipo WN) ou hélio, carbono e oxigênio (subtipos WC e WO), no lugar das linhas de absorção típicas de estrelas normais. Esta classe de estrelas foi descoberta em 1867 pelos astrônomos franceses Charles Wolf e Georges Rayet, que identificaram três estrelas com essa aparência espectral em Cygnus. Estrelas Wolf–Rayet clássicas (ou de população I) são estrelas massivas e evoluídas que perderam toda sua camada externa de hidrogênio e estão fundindo hélio ou elementos mais pesados no núcleo. Um subtipo das estrelas WR de população I apresentam linhas de hidrogênio em seus espectros e são conhecidas como estrelas WNh; elas são estrelas jovens e extremamente massivas que ainda estão fundindo hidrogênio no núcleo, com hélio e nitrogênio expostos na superfície por processos de convecção. Um grupo separado de estrelas com espectro WR (população II) é formado por estrelas centrais de nebulosas planetárias, que são estrelas pós-AGB muito menos massivas e luminosas. As intensas linhas de emissão nos espectros das estrelas Wolf-Rayet são causadas por ventos estelares muito fortes, com velocidades superiores a 2000 km/s, suficientemente densos para bloquear a luz da fotosfera da estrela e formar uma região de emissão estendida. A composição anômala das estrelas WR é resultado de materiais produzidos por fusão no núcleo serem expostos na superfície devido à perda das camadas externas da estrela, com os subtipos WN e WC mostrando os produtos do ciclo CNO e do processo triplo-alfa respectivamente. O espectro único das estrelas WR permite sua identificação em galáxias próximas, com cerca de 150 conhecidas na Grande Nuvem de Magalhães e 12 na Pequena Nuvem de Magalhães. As estrelas WR clássicas são descendentes de estrelas de classe O da sequência principal com massa inicial de mais 25 massas solares, e representam um estágio normal na evolução dessas estrelas. Elas têm temperaturas efetivas de 30 000 a até cerca de 200 000 K, mais quentes que praticamente todas as outras estrelas, e por isso são extremamente luminosas, com luminosidades bolométricas de centenas de milhares a até milhões de vezes a solar, mas não são muito brilhantes visualmente pois emitem a maior parte dessa radiação no ultravioleta. Exemplos notáveis de estrelas WR incluem γ2 Velorum, uma das poucas visíveis a olho nu e de longe a mais brilhante no céu, e R136a1, a estrela mais massiva conhecida. (pt) Gwiazda Wolfa-Rayeta – duże i bardzo gorące gwiazdy charakteryzujące się występowaniem szerokich linii w widmach emisyjnych, obecnych zamiast wąskich linii absorpcyjnych, typowych dla zwykłych populacji gwiazdowych. Tłumaczy się to przyjmując, że gwiazdy te mają bardzo rozległą i rozrzedzoną , rozszerzającą się z dużą prędkością (od 1000 do 3000 km/s). Hipoteza ta została sformułowana przez kanadyjskiego astronoma C.S. Bealsa oraz niezależnie od niego amerykańskiego astronoma Menzela. Pierwsze gwiazdy tego typu zostały odkryte w 1867 roku przez francuskich astronomów Charles’a Wolfa i Georges’a Rayeta, którzy zaobserwowali trzy nietypowe gwiazdy w konstelacji Łabędzia. Były to HD 191765 (WR 134, typ WN6), HD 192103 (WR 135, typ WC8) i HD 192641 (WR 137, typ WC7+O9). Gwiazdy Wolfa-Rayeta zalicza się do gwiazd o największej światłości, bowiem ich absolutne wielkości gwiazdowe oceniane są na –4m do –8m. Ich średnice są około dwóch razy większe od średnicy Słońca, masa ponad 20 razy większa. Temperatura ich powierzchni wynosi od 25 do 50 tysięcy K. Znanych jest kilkaset gwiazd Wolfa-Rayeta w naszej Galaktyce oraz ponad tysiąc w innych galaktykach należących do Grupy Lokalnej. Zaliczane są one do typu widmowego WN, WC i WO, a w ich widmie nie obserwuje się linii wodoru. Linie emisyjne gwiazd typu WN są zdominowane przez hel i azot, gwiazd typu WC przez węgiel i hel, a gwiazdy typu WO przez tlen, węgiel i hel. Jak zaproponował po raz pierwszy w 1943 roku George Gamow, ten nietypowy skład chemiczny musi być wynikiem obecności produktów reakcji jądrowych w atmosferach gwiazd. Typ WN wykazuje obecność produktów cyklu CNO, zaś produkty reakcji trzy alfa są widoczne w widmach gwiazd typu WC. Ostateczne dowody obserwacyjne hipotezy, że mamy tu do czynienia z jednym z końcowych etapów ewolucyjnych masywnej gwiazdy, zostały opublikowane pod koniec XX wieku. Ponad połowa znanych gwiazd Wolfa-Rayeta występuje w układach podwójnych z gwiazdami typu O lub B. Jedna z teorii mówi, że gwiazdy W-R to ogromne gwiazdy niedługo przed wybuchem supernowej. W 2013 roku po raz pierwszy bezpośrednio udało się powiązać wybuch supernowej typu IIb ( w galaktyce ) z rozerwaniem gwiazdy Wolfa-Rayeta. (pl) Звёзды Во́льфа — Райе́ — тип звёзд, для которых характерны очень высокие температуры и светимости, а также наличие ярких эмиссионных линий различных элементов в спектре. Эти звёзды массивны и, как правило, находятся на поздних стадиях своей эволюции, содержат мало водорода, но богаты гелием и испускают сильный звёздный ветер. Они достаточно редки, концентрируются к галактической плоскости и часто встречаются в тесных двойных системах. Кроме того, у этих звёзд наблюдается переменность. Этот класс звёзд назван по фамилиям астрономов Шарля Вольфа и Жоржа Райе, впервые обративших внимание на особенности спектров таких звёзд в 1867 году. (ru) 沃夫–瑞葉星，通常會簡寫為WR星，是一種罕見的異類恆星，具有不尋常的光譜，顯示顯著的電離氦和高度電離氮或碳的寬發射譜線。光譜表明氫已經耗盡，重元素在表面已經有很高的豐度，並且有強烈的恆星風。其表面的有效溫度在30,000K到210,000K之間，幾乎比所有其他類型的恆星都熱。它們以前被稱為W型恆星，是因為光譜為W型。 傳統（或第一星族星）的沃夫–瑞葉星是大質量恆星演化的末期，其已完全失去外層的氫，並且核融合或核心已經有較重的元素。子類型的第一星族WR星其中譜中依然顯示出氫線，稱為WNh星，它們是年輕的大質量恆星，仍然以氫為核心，氦和碳通過強烈的混合和輻射驅動的質量損失，暴露在恆星的表面。另一類型具有WR型光譜的恆星是行星狀星雲的中心恆星，後漸近巨星支恆星。當它們還在主序列上時，是與太陽相似的恆星，但現在已經停止核融合，並且脫落其大氣層，露出一顆裸露的碳氧核心。 所有的沃夫–瑞葉星都是高光度的天體，這是由於表面的高溫，行星狀星雲中心星（CSPNe）的總輻射光度是太陽的數千倍；第一星族的沃夫–瑞葉星光度是太陽的數十萬倍；WNh更高達百萬倍以上。然而，因為沃夫–瑞葉星的輻射輸出大部分都在紫外線，所以在視覺上不會特別亮眼。 肉眼可見的天社一（船帆座γ2，+1.7等），以及蒼蠅座θ（視星等5.51）和劍魚座蜘蛛星雲中已知質量最大的恆星R136a1（視星等12.23），都属于沃夫–瑞葉星。 (zh) Зорі Во́льфа — Райє́ (WR) — клас зір, для яких характерні дуже висока температура й світність та наявність у спектрі широких смуг випромінювання водню, гелію, а також вуглецю, азоту й кисню в різних ступенях іонізації (NIII—NV, CIII—CIV, OIII—OV). Ширина цих смуг може досягати 100 Å, а випромінювання в них може в 10–20 разів перевищувати випромінювання на ділянках неперервного спектру. Назву класу утворено від прізвищ двох французьких астрономів: Шарля Вольфа та , які 1867 року відкрили перші такі зорі. Класичні (або зорі першої зоряної популяції) зорі Вольфа — Райє — це масивні зорі, які внаслідок еволюції повністю втратили свою зовнішню водневу оболонку; у їхніх ядрах відбувається ядерне горіння гелію або важчих елементів. Підтип зір Вольфа — Райє першої популяції має лінії водню в спектрі випромінювання і має позначення зорі WNh; це молоді, надзвичайно масивні зорі, в яких ще триває горіння водню у ядрі, в яких гелій та азот видимі на поверхні внаслідок сильного перемішування шарів та втрати маси через випромінення. В окрему групу зір зі спектром зір Вольфа — Райє виділяють центральні зорі планетарних туманностей (CSPNe), зорі, які пройшли асимптотичне відгалуження гігантів і були схожими на Сонце під час свого перебування на головній послідовності, але вже припинили ядерний синтез і скинули свою атмосферу і оголили вуглецево-кисневе ядро[джерело?]. Усі зорі Вольфа — Райє є надзвичайно яскравими об'єктами внаслідок своєї високої температури — у тисячі разів більшими за болометричну світність Сонця у CSPNe, у сотні тисяч раз — для WR-зір першої популяції та понад мільйон світності Сонця для зір[уточнити] — хоча вони не дуже яскраві у видимому спектрі, оскільки більшість їх випромінювання припадає на ультрафіолетовий діапазон. (uk)
dbo:thumbnail wiki-commons:Special:FilePath/A_cosmic_couple.jpg?width=300
dbo:wikiPageExternalLink http://www.physics.usyd.edu.au/~gekko/wr104.html http://cfa-www.harvard.edu/~pberlind/atlas/htmls/wrstars.html http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2004/0105wrstar.html http://pacrowther.staff.shef.ac.uk/WRcat/index.php http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/21/full
dbo:wikiPageID 229988 (xsd:integer)
dbo:wikiPageLength 93768 (xsd:nonNegativeInteger)
dbo:wikiPageRevisionID 1123185297 (xsd:integer)
dbo:wikiPageWikiLink dbr:Carbon dbr:Carlyle_Smith_Beals dbr:Metallicity dbr:Neon dbr:Nitrogen dbr:Paris_Observatory dbr:Most_massive_stars dbr:SN_2017ein dbr:Binary_star dbr:Hydrogen dbr:Hydrogen_line dbr:Right_ascension dbr:VFTS_682 dbr:Doppler_broadening dbr:List_of_hottest_stars dbr:List_of_most_luminous_stars dbr:List_of_most_massive_stars dbr:O-type_main-sequence_star dbr:Melnick_42 dbr:O-type_star dbr:Photosphere dbr:Classical_nova dbr:Edward_Charles_Pickering dbr:Effective_temperature dbr:Electromagnetic_radiation dbr:Gamma_Velorum dbr:NGC_1501 dbr:NGC_2371-2 dbr:NGC_2452 dbr:NGC_2867 dbr:NGC_3603-A1 dbr:NGC_40 dbr:NGC_5189 dbr:NGC_5315 dbr:NGC_6751 dbr:NGC_7026 dbr:Theta_Muscae dbr:Yellow_hypergiant dbr:Andromeda_Galaxy dbr:Apep_(star_system) dbr:Local_Group dbr:Luminosity dbr:Small_Magellanic_Cloud dbr:Stellar_evolution dbr:Henry_Draper_Catalogue dbr:Starburst_galaxy dbr:Starburst_region dbr:Stellar_wind dbr:Balmer_series dbc:Star_types dbr:CD_Crucis dbr:CNO_cycle dbr:Triangulum_Galaxy dbr:WR_1 dbr:WR_102 dbr:WR_102ea dbr:WR_102ka dbr:WR_104 dbr:WR_120 dbr:WR_124 dbr:WR_134 dbr:WR_135 dbr:WR_137 dbr:WR_142 dbr:WR_2 dbr:WR_22 dbr:WR_25 dbr:WR_42e dbr:WR_46 dbr:WR_86 dbr:White_dwarf dbr:Galactic_plane dbr:Helium dbr:30_Doradus dbr:AB7 dbc:Astronomical_objects_discovered_in_1867 dbr:Cygnus_(constellation) dbr:Nuclear_fusion dbr:Oxygen dbr:Charles_Wolf_(astronomer) dbr:Gran_Telescopio_Canarias dbr:Kelvin_(unit) dbr:Emission_line dbr:Asymptotic_giant_branch dbr:International_Astronomical_Union dbr:Stellar_nucleosynthesis dbc:Wolf–Rayet_stars dbr:Absorption_band dbr:LMC195-1 dbr:Large_Magellanic_Cloud dbr:Latitude dbr:Blue_supergiant dbr:Sun dbr:Supernova dbr:Georges_Rayet dbr:Red_supergiant dbr:Markarian_50 dbr:Bolometer dbr:Planetary_nebula dbr:Spectroscopy dbr:IAU dbr:Emission_lines dbr:Nanometer dbr:R136a1 dbr:Radiation_pressure dbr:Magellanic_Clouds dbr:Silicon dbr:Ultraviolet dbr:IPTF13bvn dbr:Luminous_blue_variable dbr:NGC_6369 dbr:Triple-alpha_process dbr:Spectral_line dbr:Interstellar_dust dbr:PG1159_star dbr:P_Cygni_profile dbr:Helium_burning dbr:Milky_Way_Galaxy dbr:MyCn18 dbr:Absorption_line dbr:Population_I dbr:WR_108 dbr:Wolf–Rayet_galaxy dbr:File:LHA_115_-_N_76A_-_Eso0310a.jpg dbr:File:GKPersei-MiniSuperNova-20150316.jpg dbr:File:Crescenthunter.jpg dbr:File:A_cosmic_couple.jpg dbr:File:A_giant,_smouldering_star.jpg dbr:File:Hubble_Spies_Vast_Gas_Disk_around_Unique_Massive_Star.jpg dbr:HR_6272 dbr:Melnick_35 dbr:Melnick_51 dbr:WR_122 dbr:WR_123 dbr:WR_143 dbr:WR_149 dbr:WR_45 dbr:File:Carina_Nebula_around_the_Wolf–Rayet_star_WR_22.jpg dbr:File:WR_31a.jpg dbr:File:Wr137_spc.png
dbp:wikiPageUsesTemplate dbt:Authority_control dbt:Cite_conference dbt:Cite_journal dbt:Commons_category dbt:Div_col_end dbt:Main dbt:Portal_bar dbt:Reflist dbt:Short_description dbt:Smallcaps dbt:Solar_luminosity dbt:Solar_mass dbt:Solar_radius dbt:Thinsp dbt:Div_col_begin dbt:Star dbt:Supernovae dbt:Variable_star_topics
dcterms:subject dbc:Star_types dbc:Astronomical_objects_discovered_in_1867 dbc:Wolf–Rayet_stars
gold:hypernym dbr:Set
rdf:type owl:Thing yago:WikicatWolf–RayetStars yago:WikicatStars yago:CelestialBody109239740 yago:NaturalObject100019128 yago:Object100002684 yago:PhysicalEntity100001930 yago:Star109444100 yago:Whole100003553
rdfs:comment نجم ولف-رايت في الفلك (بالإنجليزية: Wolf–Rayet stars)أو بالاختصار «نجم WR» هي نوع من النجوم بالغة الكتلة حيث تكون كتله النجم منها أكبر من 20 كتلة شمسية. تتميز تلك النجوم بفقد كبير في كتلتها يخرج منها في هيئة ريح نجمية تبلغ سرعتها 2000 كيلومتر في الثانية. بينما تفقد شمسنا نحو 10−14 من كتلتها كل سنة فإن نجما من نوع نجوم ولف-رايت يفقد سنويا نحو 10−5كتلة شمسية. تتميز نجوم ولف-رايت بأنها ساخنة جدا، فبينما تبلغ درجة حرارة سطح شمسنا 5700 درجة مئوية، تبلغ درجة حرارة سطح نجم ولف-ايت بين 25.000 إلى 50.000 درجة كلفن. (ar) Wolfovy–Rayetovy hvězdy jsou velmi hmotné hvězdy hlavní posloupnosti s velmi vysokou svítivostí a velmi krátkou dobou života (méně než milion let). Jejich hmotnost se pohybuje v rozsahu 25–60 hmotností Slunce. Povrchová teplota dosahuje 25 000 až 100 000 K, s maximem vyzařování v ultrafialové oblasti. Spektrální třída Wolfových–Rayetových hvězd má samostatné označení W (označení vychází z toho, že vlivem vysoké teploty jsou spektrální čáry jednotlivých prvků široké – anglicky wide). (cs) Οι αστέρες Βολφ-Ρεγιέ (Wolf-Rayet ή WR stars) ανήκουν στην κατηγορία των μεταβλητών άστρων. Χαρακτηρίζονται από μεγάλη φωτεινότητα που φθάνει σε απόλυτο οπτικό μέγεθος το -5, θερμοκρασία στην επιφάνεια 30.000 έως 50.000 Κ, και φτωχή ατμόσφαιρα σε υδρογόνο αλλά πλούσια σε ήλιο, άνθρακα και άζωτο. (el) Wolf-Rayet stelo (ofte mallongige: WR stelo) estas tipo de varma, mashava kaj evoluinta stelo, kiu elmontras grandan elĵetadon da maso. Tiaj steloj portas la nomon de iliaj malkovrintoj: la francaj astronomoj Charles Wolf kaj Georges Rayet de la Observatorio de Parizo en 1867. (eo) Wolf-Rayet-Sterne (nach den französischen Astronomen Charles Wolf und Georges Rayet), in der Fachliteratur auch WR-Sterne abgekürzt, sind die freigelegten Kerne ehemals massereicher Sterne. Sie werden keiner der üblichen Spektralklassen zugeordnet, sondern werden in einem eigenen Typ klassifiziert. (de) Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR o W-R) son estrellas masivas (con más de 20-30 masas solares), calientes y evolucionadas que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares. (es) ウォルフ・ライエ星（ウォルフ・ライエせい、WR星、WR型星、WR star、Wolf-Rayet star）は、電離されたヘリウムや高階電離された炭素、酸素、窒素の幅の広い輝線を示す特殊なスペクトルを持つ青色巨星。右のHR図上では最も左上の領域（「WR型星」）を占め、表面温度は30,000 ケルビン (K) から100,000 K、光度は太陽の3万倍から100万倍にも達する。1867年に初めてこの種の恒星の存在を発見したフランスのシャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエ にちなんで名付けられた。 誕生時の質量が25太陽質量 (M☉) 以上の恒星は、その進化の途上ですべてウォルフ・ライエ星の段階を経て、Ib・Ic型の超新星爆発でその生涯を終えると考えられている。 肉眼で見える恒星では、ほ座γ2星（1.83等）とはえ座θ星（5.53等）がウォルフ・ライエ星に分類されている。また、既知の恒星で最大級の質量を持つとされるタランチュラ星雲のR136a1もウォルフ・ライエ星である。 (ja) Wolf–Rayet-stjärna är en stjärna med hög yttemperatur och vars spektrum uppvisar mycket breda och kraftiga emissionslinjer. Stjärntypen har fått sitt namn efter de båda franska astronomerna Charles Wolf (1827–1918) och Georges Rayet (1839–1906), som upptäckte de första stjärnorna av denna kategori 1867. Den ljusstarkaste WR-variabeln är Gamma Velorum i stjärnbilden Seglet med en visuell magnitud av +1,83. Wolf-Rayet-stjärnor uppvisar små variationer i ljusstyrka på upp till 0,1 magnitud i amplitud. (sv) 沃夫–瑞葉星，通常會簡寫為WR星，是一種罕見的異類恆星，具有不尋常的光譜，顯示顯著的電離氦和高度電離氮或碳的寬發射譜線。光譜表明氫已經耗盡，重元素在表面已經有很高的豐度，並且有強烈的恆星風。其表面的有效溫度在30,000K到210,000K之間，幾乎比所有其他類型的恆星都熱。它們以前被稱為W型恆星，是因為光譜為W型。 傳統（或第一星族星）的沃夫–瑞葉星是大質量恆星演化的末期，其已完全失去外層的氫，並且核融合或核心已經有較重的元素。子類型的第一星族WR星其中譜中依然顯示出氫線，稱為WNh星，它們是年輕的大質量恆星，仍然以氫為核心，氦和碳通過強烈的混合和輻射驅動的質量損失，暴露在恆星的表面。另一類型具有WR型光譜的恆星是行星狀星雲的中心恆星，後漸近巨星支恆星。當它們還在主序列上時，是與太陽相似的恆星，但現在已經停止核融合，並且脫落其大氣層，露出一顆裸露的碳氧核心。 所有的沃夫–瑞葉星都是高光度的天體，這是由於表面的高溫，行星狀星雲中心星（CSPNe）的總輻射光度是太陽的數千倍；第一星族的沃夫–瑞葉星光度是太陽的數十萬倍；WNh更高達百萬倍以上。然而，因為沃夫–瑞葉星的輻射輸出大部分都在紫外線，所以在視覺上不會特別亮眼。 肉眼可見的天社一（船帆座γ2，+1.7等），以及蒼蠅座θ（視星等5.51）和劍魚座蜘蛛星雲中已知質量最大的恆星R136a1（視星等12.23），都属于沃夫–瑞葉星。 (zh) Les estrelles de Wolf-Rayet (abreujades sovint com a WR) són estrelles massives, calentes i en una fase d'evolució gairebé al final del seu cicle. Mostren una intensa pèrdua de material associada a forts vents estel·lars. (ca) Wolf-Rayet izarrak, sarri WR izar bezala laburtuak, ezohiko espektroak dituzten izar multzo heterogeneo arraro bat dira, helio ionizatu eta nitrogeno edo karbono oso ionizatuen igorpen lerro handiak erakusten dituztenak. Espektroek, gainazalean elementu astunen gehikuntza oso handia, hidrogenoaren agortze bat eta izar haize indartsuak adierazten dituzte. Ezagutzen diren Wolf-Rayet izarren azaleko tenperaturak 20.000 eta 210.000 K artean daude, ia gainontzeko izar mota guztiak baino beroagoak. Aurretik, W motako izarrak deitzen ziren, euren espektro sailkapenaren arabera. (eu) Une étoile Wolf-Rayet (souvent abrégé en étoile WR) est une étoile chaude de plusieurs dizaines de masses solaires, qui durant une phase relativement brève (de l'ordre du million d'années) suivant sa séquence principale, se met à expulser la matière entourant son noyau sous forme de vents stellaires à haute vélocité, laissant celui-ci à nu, avant d'exploser en supernova. On parle d'une « étoile Wolf-Rayet » pour dire une étoile « de type Wolf-Rayet », plutôt qu'une « étoile de Wolf-Rayet » (comme on parle de l'« étoile de Barnard »). (fr) Wolf-Rayet adalah bintang masif (lebih dari 25 massa matahari), dalam evolusi dan menyemburkan gas panas dengan kecepatan tinggi (biasanya angin berkecepatan 2000 km/detik). Bintang Wolf-Rayet sangat panas dan mengeluarkan lapisan luar gasnya dengan kecepatan yang sangat tinggi. Garis emisi yang kuat dan lebar (dengan lebar ekivalen hingga 1000 Å!) Muncul dari angin material yang tertiup ke bintang. Bintang Wolf-Rayet mewakili ledakan aktivitas terakhir sebelum bintang besar belum mati. Kita telah mengetahui sekitar 220 di galaksi kita sendiri, tetapi para astronom memperkirakan bahwa Bima Sakti mungkin berisi antara 1.000 dan 2.000 objek seperti itu, sebagian besar tersembunyi oleh debu. (in) Wolf–Rayet stars, often abbreviated as WR stars, are a rare heterogeneous set of stars with unusual spectra showing prominent broad emission lines of ionised helium and highly ionised nitrogen or carbon. The spectra indicate very high surface enhancement of heavy elements, depletion of hydrogen, and strong stellar winds. The surface temperatures of known Wolf–Rayet stars range from 20,000 K to around 210,000 K, hotter than almost all other kinds of stars. They were previously called W-type stars referring to their spectral classification. (en) 볼프-레이에 별(프랑스어: Étoile Wolf-Rayet, 영어: Wolf-Rayet Star 약칭 WR성)은 특이한 스펙트럼을 가진 희귀한 항성 유형이다. 헬륨 이온과 고차 질소 이온이나 고차 탄소 이온에서 기원한 넓은 방출선을 보이는 것이 특징이다. 이들의 스펙트럼은 항성 표면에서 수소가 결핍되어 있고 중원소가 매우 부화되어 있으며 강한 항성풍이 방출되고 있음을 암시한다. 알려진 볼프레이에 별의 표면온도는 약 20,000K에서 210,000K에 이르는데, 이는 다른 거의 모든 종류의 항성보다도 뜨겁다. 과거에는 이들을 스펙트럼 분류로써 W형 항성(영어: W-type Star)으로 일컫기도 하였다. 모든 볼프레이에 별은 높은 온도로 인해 극도로 밝다. CSPN의 경우 태양 (L⊙)의 수천 배, 1족 WR성은 수십만 L⊙에 이르며, WNh성은 백만 L⊙를 초과한다. 그러나 이들의 주복사대는 자외선이기 때문에 가시적으로 매우 밝지는 않다. 대표적인 볼프레이에 별로는 맨눈으로 보이는 항성인 돛자리 감마와 , 알려진 가장 무거운 항성 중 하나인 황새치자리 30의 R136a1이 있다. (ko) Le stelle di Wolf-Rayet (abbreviazione: stelle W.R.) sono massicce (almeno 20 M⊙ alla nascita) molto evolute, e molto calde rispetto alla media. Spesso sono stelle eruttive.Il colore è bianco-azzurro, e corrisponde a temperature superficiali comprese fra 30000 K e 200000 K. Si tratta di stelle molto luminose, con una luminosità compresa fra centinaia di migliaia e milioni di volte quella del Sole, sebbene nella banda del visibile non siano eccezionalmente luminose, in quanto la maggior parte della radiazione viene emessa sotto forma di raggi ultravioletti e perfino di raggi X molli. (it) Gwiazda Wolfa-Rayeta – duże i bardzo gorące gwiazdy charakteryzujące się występowaniem szerokich linii w widmach emisyjnych, obecnych zamiast wąskich linii absorpcyjnych, typowych dla zwykłych populacji gwiazdowych. Tłumaczy się to przyjmując, że gwiazdy te mają bardzo rozległą i rozrzedzoną , rozszerzającą się z dużą prędkością (od 1000 do 3000 km/s). Hipoteza ta została sformułowana przez kanadyjskiego astronoma C.S. Bealsa oraz niezależnie od niego amerykańskiego astronoma Menzela. Ponad połowa znanych gwiazd Wolfa-Rayeta występuje w układach podwójnych z gwiazdami typu O lub B. (pl) Wolf-Rayetsterren, doorgaans afgekort tot WR-ster, zijn zware sterren met een massa van meer dan 20 zonmassa's, die hun massa snel verliezen door een krachtige sterrenwind. Die sterrenwind kan een snelheid van wel 2000 km/s bedragen. Dit soort sterren verliezen jaarlijks een hoeveelheid massa die gelijkstaat aan 10−5 zonnemassa's. Ter vergelijking: onze zon verliest jaarlijks een 10−14 deel van haar massa. WR-sterren zijn heet: hun temperatuur kan 25.000 tot 50.000 K bedragen. Door deze enorme temperaturen en het gigantische massaverlies verkrijgen deze sterren een blauwe kleur. (nl) Estrelas Wolf-Rayet, frequentemente abreviadas como estrelas WR, são um tipo heterogêneo de estrelas com espectros anormais apresentando linhas de emissão intensas e largas de hélio e nitrogênio (subtipo WN) ou hélio, carbono e oxigênio (subtipos WC e WO), no lugar das linhas de absorção típicas de estrelas normais. Esta classe de estrelas foi descoberta em 1867 pelos astrônomos franceses Charles Wolf e Georges Rayet, que identificaram três estrelas com essa aparência espectral em Cygnus. (pt) Зорі Во́льфа — Райє́ (WR) — клас зір, для яких характерні дуже висока температура й світність та наявність у спектрі широких смуг випромінювання водню, гелію, а також вуглецю, азоту й кисню в різних ступенях іонізації (NIII—NV, CIII—CIV, OIII—OV). Ширина цих смуг може досягати 100 Å, а випромінювання в них може в 10–20 разів перевищувати випромінювання на ділянках неперервного спектру. Назву класу утворено від прізвищ двох французьких астрономів: Шарля Вольфа та , які 1867 року відкрили перші такі зорі. (uk) Звёзды Во́льфа — Райе́ — тип звёзд, для которых характерны очень высокие температуры и светимости, а также наличие ярких эмиссионных линий различных элементов в спектре. Эти звёзды массивны и, как правило, находятся на поздних стадиях своей эволюции, содержат мало водорода, но богаты гелием и испускают сильный звёздный ветер. Они достаточно редки, концентрируются к галактической плоскости и часто встречаются в тесных двойных системах. Кроме того, у этих звёзд наблюдается переменность. (ru)
rdfs:label نجم وولف-رايت (ar) Estrella de Wolf-Rayet (ca) Wolfova–Rayetova hvězda (cs) Wolf-Rayet-Stern (de) Αστέρας Βολφ-Ραγιέ (el) Wolf-Rayet stelo (eo) Wolf-Rayet izar (eu) Estrella de Wolf-Rayet (es) Wolf-Rayet (in) Étoile Wolf-Rayet (fr) Stella di Wolf-Rayet (it) 볼프–레이에별 (ko) ウォルフ・ライエ星 (ja) Wolf-Rayetster (nl) Gwiazda Wolfa-Rayeta (pl) Estrela Wolf-Rayet (pt) Звезда Вольфа — Райе (ru) Wolf–Rayet star (en) Wolf–Rayet-stjärna (sv) 沃爾夫–拉葉星 (zh) Зорі Вольфа — Райє (uk)
owl:sameAs freebase:Wolf–Rayet star http://d-nb.info/gnd/4190236-1 wikidata:Wolf–Rayet star dbpedia-af:Wolf–Rayet star dbpedia-ar:Wolf–Rayet star http://ast.dbpedia.org/resource/Estrella_de_Wolf-Rayet dbpedia-az:Wolf–Rayet star dbpedia-bg:Wolf–Rayet star http://bn.dbpedia.org/resource/উলফ-র‌্যায়েট_তারা http://bs.dbpedia.org/resource/Wolf-Rayetova_zvijezda dbpedia-ca:Wolf–Rayet star dbpedia-cs:Wolf–Rayet star dbpedia-de:Wolf–Rayet star dbpedia-el:Wolf–Rayet star dbpedia-eo:Wolf–Rayet star dbpedia-es:Wolf–Rayet star dbpedia-et:Wolf–Rayet star dbpedia-eu:Wolf–Rayet star dbpedia-fa:Wolf–Rayet star dbpedia-fi:Wolf–Rayet star dbpedia-fr:Wolf–Rayet star dbpedia-he:Wolf–Rayet star http://hi.dbpedia.org/resource/वुल्फ़-रायेट_तारा dbpedia-hr:Wolf–Rayet star dbpedia-hu:Wolf–Rayet star http://hy.dbpedia.org/resource/Վոլֆ-Ռայեի_աստղեր dbpedia-id:Wolf–Rayet star dbpedia-it:Wolf–Rayet star dbpedia-ja:Wolf–Rayet star dbpedia-ka:Wolf–Rayet star dbpedia-ko:Wolf–Rayet star dbpedia-lb:Wolf–Rayet star http://lt.dbpedia.org/resource/Volfo-Rajė_žvaigždė dbpedia-mk:Wolf–Rayet star dbpedia-nl:Wolf–Rayet star dbpedia-nn:Wolf–Rayet star dbpedia-no:Wolf–Rayet star dbpedia-oc:Wolf–Rayet star dbpedia-pl:Wolf–Rayet star dbpedia-pt:Wolf–Rayet star dbpedia-ro:Wolf–Rayet star dbpedia-ru:Wolf–Rayet star dbpedia-simple:Wolf–Rayet star dbpedia-sk:Wolf–Rayet star dbpedia-sl:Wolf–Rayet star dbpedia-sr:Wolf–Rayet star dbpedia-sv:Wolf–Rayet star dbpedia-sw:Wolf–Rayet star dbpedia-th:Wolf–Rayet star dbpedia-tr:Wolf–Rayet star dbpedia-uk:Wolf–Rayet star http://uz.dbpedia.org/resource/Volf-raye_yulduzlari dbpedia-vi:Wolf–Rayet star dbpedia-zh:Wolf–Rayet star https://global.dbpedia.org/id/4oYwG
prov:wasDerivedFrom wikipedia-en:Wolf–Rayet_star?oldid=1123185297&ns=0
foaf:depiction wiki-commons:Special:FilePath/GKPersei-MiniSuperNova-20150316.jpg wiki-commons:Special:FilePath/A_cosmic_couple.jpg wiki-commons:Special:FilePath/A_giant,_smouldering_star.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Carina_Nebula_around_the_Wolf–Rayet_star_WR_22.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Crescenthunter.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Hubble_Spies_Vast_Gas_Disk_around_Unique_Massive_Star.jpg wiki-commons:Special:FilePath/LHA_115_-_N_76A_-_Eso0310a.jpg wiki-commons:Special:FilePath/WR_31a.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Wr137_spc.png
foaf:isPrimaryTopicOf wikipedia-en:Wolf–Rayet_star
is dbo:knownFor of dbr:Carlyle_Smith_Beals
is dbo:wikiPageDisambiguates of dbr:Wolf–Rayet
is dbo:wikiPageRedirects of dbr:Class_W dbr:Wolf-Rayet_star dbr:Wolf-Rayet_stars dbr:Wolf-Rayet_Star dbr:Wolf–Rayet_stars dbr:Catalog_of_Galactic_Wolf-Rayet_stars dbr:Catalogue_of_Galactic_Wolf_Rayet_stars dbr:Slash_star dbr:WN_star dbr:WO2_star dbr:WO_star dbr:WR_star dbr:WR_stars dbr:W_Star dbr:W-type_star dbr:WC_star dbr:Wo_star dbr:Wolf-rayet_stars dbr:Wolf_Rayet_star dbr:Wolf_Rayet_stars
is dbo:wikiPageWikiLink of dbr:Canis_Major dbr:Carina_Nebula dbr:Carlyle_Smith_Beals dbr:Cat's_Eye_Nebula dbr:Bengt_Edlén dbr:Pycnonuclear_fusion dbr:Romano's_Star dbr:List_of_astronomy_acronyms dbr:List_of_brightest_stars dbr:Berkeley_87 dbr:Binary_star dbr:Little_Ghost_Nebula dbr:Cygnus_X_(star_complex) dbr:UY_Scuti dbr:V4998_Sagittarii dbr:V509_Cassiopeiae dbr:V605_Aquilae dbr:VFTS_682 dbr:VY_Canis_Majoris dbr:Vela_(constellation) dbr:Stellar_classification dbr:List_of_hottest_stars dbr:List_of_most_luminous_stars dbr:List_of_most_massive_stars dbr:Post_common_envelope_binary dbr:Thorne–Żytkow_object dbr:1806−20_cluster dbr:Corona_Australis dbr:Corvus_(constellation) dbr:Crab_Nebula dbr:Melnick_34 dbr:S_Doradus dbr:O-type_star dbr:Orders_of_magnitude_(temperature) dbr:X-ray_binary dbr:Circinus dbr:GCIRS_16SW dbr:Gamma-ray_burst dbr:Gamma_Velorum dbr:Musca dbr:N119 dbr:NGC_1140 dbr:NGC_1501 dbr:NGC_1741 dbr:NGC_2371-2 dbr:NGC_2867 dbr:NGC_3199 dbr:NGC_3393 dbr:NGC_3603 dbr:NGC_40 dbr:NGC_4361 dbr:NGC_5189 dbr:NGC_5307 dbr:NGC_592 dbr:NGC_6751 dbr:NGC_6822-WR_12 dbr:NGC_6905 dbr:NGC_7026 dbr:Theta_Muscae dbr:Yellow_hypergiant dbr:Apep_(star_system) dbr:Lupus_(constellation) dbr:Lynx_(constellation) dbr:M1-67 dbr:M33_X-7 dbr:Stephenson_2-18 dbr:Emission-line_star dbr:Henry_Draper_Catalogue dbr:Pea_galaxy dbr:Starburst_galaxy dbr:Manuel_Foster_Observatory dbr:BAT99-7 dbr:CD_Crucis dbr:CV_Serpentis dbr:Cepheus_OB1 dbr:Trumpler_27-1 dbr:UGC_4904 dbr:WR_102 dbr:WR_102c dbr:WR_102ea dbr:WR_104 dbr:WR_111 dbr:WR_119 dbr:WR_121-16 dbr:WR_124 dbr:WR_128 dbr:WR_136 dbr:WR_140 dbr:WR_148 dbr:WR_156 dbr:WR_20a dbr:WR_25 dbr:WR_30a dbr:WR_31a dbr:WR_42e dbr:WR_69 dbr:WR_7 dbr:WR_86 dbr:WR_9 dbr:WR_93b dbr:Westerlund_1 dbr:Westerlund_2 dbr:William_Wallace_Campbell dbr:Galactic_Center dbr:AB7 dbr:AG_Carinae dbr:ASASSN-15lh dbr:Abell_78 dbr:Cygnus_(constellation) dbr:Cygnus_X-1 dbr:Dragonfish_Nebula dbr:Eta_Carinae dbr:Fluorine dbr:Nidia_Morrell dbr:Charles_Wolf_(astronomer) dbr:Red_giant dbr:Grus_(constellation) dbr:HD_269810 dbr:HD_326823 dbr:HD_37974 dbr:HD_5980 dbr:HD_96919 dbr:HD_97950 dbr:HM_1 dbr:HR_Carinae dbr:Hen_2-10 dbr:Hipparcos dbr:Asymptotic_giant_branch dbr:Hypergiant dbr:Stars_named_after_people dbr:Arches_Cluster dbr:Astronomical_object dbr:Karel_van_der_Hucht dbr:LBV_1806−20 dbr:LH_41-1042 dbr:LH_54-425 dbr:LMC195-1 dbr:Blue_giant dbr:Supernova dbr:TZ_Cassiopeiae dbr:Georges_Rayet dbr:Wolf–Rayet dbr:Wolf–Rayet_nebula dbr:Dorado dbr:Markarian_50 dbr:Pistol_Star dbr:Class_W dbr:IC_10 dbr:IC_4406 dbr:IRC_+10420 dbr:OAO_1657-415 dbr:Carmelle_Robert dbr:Quintuplet_cluster dbr:R136 dbr:R136a1 dbr:R136a3 dbr:R136b dbr:R136c dbr:R71_(star) dbr:Sculptor_Galaxy dbr:Serpens dbr:Wolf-Rayet_star dbr:Wyoming_Infrared_Observatory dbr:Type_Ib_and_Ic_supernovae dbr:Wolf-Rayet_stars dbr:Extreme_helium_star dbr:List_of_stars_in_Ara dbr:List_of_stars_in_Canis_Major dbr:List_of_stars_in_Carina dbr:List_of_stars_in_Cepheus dbr:List_of_stars_in_Circinus dbr:List_of_stars_in_Crux dbr:List_of_stars_in_Dorado dbr:List_of_stars_in_Musca dbr:List_of_stars_in_Sagitta dbr:List_of_stars_in_Sagittarius dbr:List_of_stars_in_Scorpius dbr:List_of_stars_in_Triangulum_Australe dbr:List_of_stars_in_Tucana dbr:List_of_stars_in_Vulpecula dbr:List_of_supernova_candidates dbr:List_of_supernovae dbr:Luminous_blue_variable dbr:Timeline_of_the_far_future dbr:Pinwheel_nebula dbr:Pickering_series dbr:Sh2-308 dbr:Outline_of_astronomy dbr:SGR_1806−20 dbr:WC4 dbr:Wolf-Rayet_Star dbr:Wolf–Rayet_stars dbr:Superluminous_supernova dbr:Catalog_of_Galactic_Wolf-Rayet_stars dbr:Catalogue_of_Galactic_Wolf_Rayet_stars dbr:Slash_star dbr:WN_star dbr:WO2_star dbr:WO_star dbr:WR_star dbr:WR_stars dbr:W_Star dbr:W-type_star dbr:WC_star dbr:Wo_star dbr:Wolf-rayet_stars dbr:Wolf_Rayet_star dbr:Wolf_Rayet_stars
is dbp:class of dbr:WR_140 dbr:WR_9 dbr:WR_93b
is dbp:type of dbr:Romano's_Star dbr:Melnick_34 dbr:GCIRS_16SW dbr:NGC_6822-WR_12 dbr:BAT99-7 dbr:WR_102 dbr:WR_104 dbr:WR_111 dbr:WR_30a dbr:WR_31a dbr:R136a1 dbr:R136a3 dbr:R136c
is dbp:variable of dbr:Gamma_Velorum dbr:WR_20a
is foaf:primaryTopic of wikipedia-en:Wolf–Rayet_star