(به : ) ستارگانی بسیار پرجرم یعنی با جرم بالای ۲۰ هستند. آنان همچنین بسیار روشن و داغند و از این رو توجّه اخترشناسان را جلب کرده‌اند و به دلیل روشنایی زیاد خود یکی از گونه‌های هستند. این ستارگان نیز غیر عادّی است و این خود یکی از عواملی است که آنان را از دیگر ستارگان آسمان جدا می‌سازد.
 چیزی که در طیف این ستارگان توجه هر فرد آشنا با اخترشناسی را جلب می‌کند این است که به جای خطوط جذبی عادی که در طیف‌های ستارگان معمول هستند، در طیف این ستارگان نه تنها خطوط جذبی دیده نمی‌شوند بلکه دارای خطوط نشری هستند. نکتهٔ جالب تر این است که پهنای این خطوط هم بسیار است! ویژگی‌های شگفت‌آور طیف این ستارگان به قدری فراوان است که اخترشناسانِ پس از پیکرینگ برای آنان رده طیفی دیگری به نام WR ایجاد کرده‌اند.
 یکی از شگفتی‌های موجود در این ستارگان ویژه وجود بادهای ستاره‌ای بسیار نیرومند در این ستارگان است. بادهای ستاره‌ای ستارگان ولف رایه سرعت‌هایی بیش از حدود ۲٬۰۰۰ دارند. علل این سرعت‌های دور از تصوّر این هستند که ستارگان نامبرده شده جوهای ناپایداری دارند و جوهای بیرونی خود را به صورت لایه‌هایی حبابی شکل و سرشار از گاز و غبار به بیرون پرتاب می‌کنند. این ستارگان گوناگونی دارند. در جوهای بیرونی برخی از آنان به میزان فراوان وجود دارد. برخی دیگر نیز دارای میزان فراوان نیتروژن در جوهای بیرونی خود هستند. همچنین در جوهای بیرونی برخی از آنان هیچ‌یک از این دو عنصر به صورت فراوان وجود ندارند. ستارگان ولف رایتی که در جوهای بیرونی خود مقدار فراوانی عنصر کربن دارند در خود خطوط نشری را آشکار می‌کنند زیرا این عنصرها هنگامی که به شکل بادهای ستاره‌ای به محیط پیرامونی ستاره پرتاب می‌شوند همهٔ را که به سمت‌شان می‌آیند را می‌ربایند. سپس به فوتون‌های بخش‌های خاصی از طیف اجازهٔ دوباره گسیل شدن را می‌دهند. این بخش‌های ویژه خطوط نشری نام دارند. در برخی از این ستارگان که در جوهای بیرونی خود به جای فراوان نیتروژن فراوان دارند همین پدیده رخ می‌دهد ولی آن‌ها به جای خطوط نشری نیرومند خطوط نیرومند نیتروژن را می‌نمایانند. در کنار این دو نوع و فراوانی در جوهای بیرونی و بادهای ستاره‌ای این ستارگان موجودند. این ذرات هم خطوط نشری مربوط به خود را درست می‌کنند.
 پیش از این اشاره شد که این ستارگان بادهای ستاره‌ای بسیار شدیدی دارند. چون اجرامی کروی یا شبه‌کروی هستند. برخی از این بادها که از بخش پشت گسیل می‌شوند از ما دور می‌شوند یا به عبارتی دیگر نسبت به ما مثبت دارند و برخی دیگر که از بخش جلوی گسیل می‌گردند به ما نزدیک می‌شوند یا بر خلاف مورد پیش نسبت به ما سرعت شعاعی منفی دارند. باعث می‌شود که پرتوهای گسیل شده از بادهای ستاره‌ای نزدیک شونده به ما دچار انتقال به آبی بشوند. همچنین این پدیده بر روی پرتوهای گسیل شده از بادهای ستاره‌ای دور شونده از ما اثر وارونه می‌گذارد یعنی سبب انتقال به سرخ این پرتوها می‌شود.
 ستارگان ولف-رایه به عنوان گروهی از ستارگان متغیّر هم رده‌بندی می‌شوند. این اختران گروهی از متغیّرهای ذاتی انفجاری هستند که به‌طور نامنظّم و با دامنه بالای ۰٫۱ تغییر قدر می‌دهند.
 در ۱۸۶۷ میلادی در دو نفر به نام‌های و هنگامی که بسیاری از ستارگان را رمزگشایی می‌کردند سه ناشناس را یافتند. هنگامی که این ستارگان را رمزگشایی کردند، برخلاف خطوطی جذبی عادّی و باریک معمولی خطوط غیر عادّی نشری پهنی را در آنان دیدند. در طیف بیشتر ستارگان در پی حضور عنصرها در لایه‌های بالایی که پرتو را در دامنهٔ ویژه‌ای جذب می‌کنند، خطوط جذبی دیده می‌شود. شمار ستارگان با خطوط نشری بسیار کم است؛ بنابراین این ستارگان آشکارا غیرعادی بودند.
 ماهیت خطوط نشری در طیف این ستارگان برای چند دهه ناشناخته ماند. ادوارد سی پیکرینگ نظریه‌ای پیشنهاد داد که مطابق آن این خطوط ناشی از حالت‌هایی غیرعادی از اتم هستند. روشن شد که با جای‌گذاری اعداد کوانتمی نیم صحیح خطوط «سری پیکرینک» با طرحی مشابه خطوط به دست می‌آیند. سپس نشان داده شد که این خطوط ناشی از حضور عنصر هستند. گازی که در سال ۱۹۶۸ کشف شد. 
 تا سال ۱۹۲۹ علت پهنای این خطوط نشری ناشی از اثر دوپلر شناخته شد و بنابراین آشکار شد که گازی که این ستارگان را احاطه کرده‌است با سرعت بین ۲۰۰ تا ۳٬۴۰۰ کیلومتر بر ثانیه در به سمت بیرون حرکت می‌کند. پیامد این یافته این است که ستاره‌ای از گونهٔ ولف-رایه همیشه به محیط پیرامونش گاز پرتاب می‌کند و در نتیجه ناحیه‌ای گسترده شونده از گاز درخشان می‌سازد. نیرویی که گاز را با سرعت‌های بالای دیده شده به فضا پرتاب می‌کنند است. افزون بر خطوط نشری خطوط نشری ، و نیز در طیف ستارگان ولف-رایه شناسایی شده‌اند. در سال ۱۹۳۸ طیف ستارگان ولف-رایه را بر پایه اینکه طیف‌شان بیشتر شامل خطوط کربن و اکسیژن (O و C) یا نیتروژن (N) باشد به ترتیب به دو بخش WC و WN دسته‌بندی کردند. 
 امروزه بیشتر ستارگان ولف-رایه به عنوان مرحله‌ای طبیعی در در دگرگونی ستارگان پرجرم شناخته شده‌اند. گمان می‌رود که ستارگان ولف-رایه نمی‌توانند از ستارگانی با پایین به وجود بیایند چرا که این ستارگان نمی‌توانند به مقدار کافی جرم از دست بدهند و در عوض یکراست به مرحلهٔ از نوع pair-instability یا photodisintegration می‌روند.
 این ستارگان بسیار کمیاب هستند ولی امروزه دانشمندان به کمک پیشرفت‌های شایان اخترشناسی نزدیک به ‌۵۰۰ ستارهٔ ولف-رایت را در کهکشان ما شناخته‌اند. این عدد در چند سال گذشته به کمک رصدهای پیمایشی (surveys) پرتوسنجی و طیف‌سنجی در محدودهٔ ، به میزان بسیاری افزایش یافته‌است.
 ستارهٔ نمونه این ستارگان ستارهٔ گاما ۱ بادبان است. این ستاره یک ستارهٔ دوتایی است و دارای همدمی با قدر دیداری حدود ۴٫۲ با نام گاما ۲ بادبان می‌باشد. ستارهٔ گاما ۱ بادبان دارای قدر دیداری حدود ۱٫۷۵ است و در نتیجه درخشان‌ترین ستارهٔ ولف–رایه و درخشان‌ترین ستارهٔ پیکر آسمانی بادبان و یکی از ۴۰ ستارهٔ درخشان آسمان است.
 
 
 
 
 
 
 ! e life and death of Super Suns | >.Astronomy&July ۲۰۰۸&
{"title": "ستاره ولف–رایه", "link": "https://fa.wikipedia.org//w/index.php?title=%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87_%D9%88%D9%84%D9%81%E2%80%93%D8%B1%D8%A7%DB%8C%D9%87&oldid=33671293", "language": "fa"}