WR tähtede spektrumis olevate kiirgus vihkude olemus ning tekkimine oli aastakümneid saladuseks, kuni Edward C. Pickering avaldas teooria, et vihud on tekkinud erilises olekus oleva vesiniku kogumi tõttu. Alles hiljem avastati et vihud on tekkinud ühe teise, 1868 aastal avastatud elemendi, heeliumi kaasamisel. Lisaks heeliumile on WR-tähtede kiirgusribades veel ka süsiniku, hapniku ja lämmastiku ühendeid. 1938 aastal liigitas rahvusvaheline kosmoseagentuur WR-tähtede kiirgusribad WN ja EC kategooriatesse. Jagamine sõltus sellest, kas spektrumis oli rohkem lämmastiku vastavalt siis WN riba või süsinik-hapniku ühendeid ehk EC riba. Massikadu WR-tähed on suurima pideva massikaoga objektid kõigi täheklasside hulgas. Oma eluajal, mis on ligikaudu 500 tuhat aastat, jõuab WR-täht emiteerida tähtedevahelisse keskkonda ligikaudu 15 Päikese massi jagu ainet. Nii suure aine väljavoolu tõttu nende tähtede nähtav fotosfäär mitu tuhat kilomeetrit sekundis
3) Valem (6.3) on rakendatav hallile kiirgusele. Selektiivse kiirguse puhul on (6.2) ja (6.3) rakendatavad ainult monokromaatilises vormis ning kiire nõrgenemise tegur k muutub olenevalt lainepikkusest väga suurtes piirides (ribaspekter). Peale selle tuleb arvestada, et kiire nõrgenemine toimub kahe nähtuse - hajumise () ja neeldumise () koosmõjul. Seega väljendub kiire nõrgenemise tegur summana 31. Suitsugaaside kiirgusomadused Kui gaasisegu sisaldab komponenti, mille kiirgusribad praktiliselt ei kattu CO 2 ja H2O kiirgusribadega spektris (näiteks SO 2), siis =0. Teine piirjuhus on komponendi spektri täielik kattumine gaaside spektriga (näiteks hall tolm t), siis =gt. Gaaside kiirguse selektiivsuse tõttu võivad mustsusaste g ja neeldumistegur Ag tunduvalt erineda. Kuna neeldumistegur sõltub ka kiirgusallika temperatuurist T0, siis soovitatakse teda CO2 ja H2O segudele (suitsugaasid) arvutada järgmiselt: (6.10
annaabi.ee 
