ウォルフ・ライエ星

ウォルフ・ライエ星は、 WR星と略されることが多く、電離ヘリウムと高度に電離した窒素または炭素の顕著な幅広い輝線を示す珍しいスペクトルを持つ、まれな不均質な星の集まりです。スペクトルは、重元素の非常に高い表面増強、水素の枯渇、および強い恒星風を示しています。既知のウォルフ・ライエ星の 表面温度は20,000 Kから約210,000  Kの範囲で、他のほとんどの種類の星よりも高温です。以前はスペクトル分類にちなんでW型星と呼ばれていました。

古典的（または種族 I）ウォルフ・ライエ星は、進化した大質量星で、外殻の水素を完全に失い、中心核でヘリウムまたはより重い元素を融合している。種族 I の WR 星のサブセットは、スペクトルに水素の線を示し、WNh 星として知られている。これらは、中心核でまだ水素を融合している若い極めて重い星であり、強い混合と放射線による質量損失によって、ヘリウムと窒素が表面に露出している。WR スペクトルを持つ別のグループの星は、惑星状星雲の中心星（CSPNe）で、主系列では太陽に似ていたが、現在では融合を止めて大気を放出し、むき出しの炭素-酸素中心核を露出している、漸近巨星分岐後の星である。

すべてのウォルフ・ライエ星は、その高温のために非常に明るい天体です。CSPNeでは 太陽の放射 輝度( L _{☉ ) の数千倍、種族 I の WR 星では数十万倍、}WNh星では百万倍以上の L ☉ に達します が_、放射出力のほとんどが紫外線であるため、肉眼では特に明るいわけではありません。

肉眼で見える恒星系γ星とθ星はどちらもウォルフ・ライエ星を含んでおり、最も質量の大きい既知の恒星の1つである、かじき座30番星のR136a1もウォルフ・ライエ星である。

1867年、パリ天文台の40cmフーコー望遠鏡を使用して、天文学者のシャルル・ウルフとジョルジュ・ライエ^{[1]は、はくちょう}座 の3つの星（HD 191765、HD 192103、HD 192641、現在はそれぞれWR 134、WR 135、WR 137と指定されている）が、連続したスペクトル上に幅広い発光帯を示すことを発見した。 ^[2] ほとんどの星は、特定の周波数で光エネルギーを吸収する上にある元素の結果として、スペクトルに吸収線または吸収帯のみを示すため、これらは明らかに異常な天体であった。

ウォルフ・ライエ星のスペクトルにおける発光帯の性質は、数十年にわたって謎のままであった。ECピカリングは、その線は水素の異常な状態によって引き起こされると理論づけ、この「ピカリング系列」の線は、半整数の量子数を代入するとバルマー系列に似たパターンをたどることが判明した。後に、これらの線は、1868 年に発見されたばかりの化学元素であるヘリウムの存在によって生じたことが示された。 ^{[3]ピカリングは、ウォルフ・ライエスペクトルと星雲スペクトルの類似点に注目し、この類似点から、ウォルフ・ライエ星の一部またはすべてが}惑星状星雲 の中心星であるという結論に至った。^[4]

1929年までに、放射帯の幅はドップラー効果によるものと考えられ、したがってこれらの星の周囲のガスは視線に沿って毎秒300～2400キロメートルの速度で移動しているに違いないと考えられた。その結論は、ウォルフ・ライエ星は継続的にガスを宇宙空間に放出し、膨張する星雲ガスの外層を作り出しているというものだった。観測された高速でガスを放出する力が放射圧である。^[5] ウォルフ・ライエ型のスペクトルを持つ多くの星が惑星状星雲の中心星であることはよく知られていたが、その多くが明らかな惑星状星雲や目に見える星雲とはまったく関連がないこともよく知られていた。^[6]

カーライル・スミス・ビールズは、ヘリウムに加えて、ウォルフ・ライエ星のスペクトル中に炭素、酸素、窒素の輝線を特定した。^{[7] [8]} 1938年、国際天文学連合は、ウォルフ・ライエ星のスペクトルが窒素と炭素酸素のどちらで支配されているかによって、それぞれWN型とWC型に分類した。^[9]

1969年、強い酸素 VI（O  VI）輝線を持ついくつかのCSPNeが、新しい「O  VI系列」、または単にOVIタイプに分類されました。^[10]惑星状星雲に関連しない同様の星がその後すぐに記述され、WO分類が採用されました。^{[11] [12]} OVI星はその後、WR星の種族Iと一致して[WO]星に分類されました。^[13]

スペクトルに水素線を持つ特定の晩期型WN星、時にはそれほど晩期ではないWN星は、水素を含まないWR星とは異なる進化段階にあるという理解から、これらの星を他のWN星と一般的に区別するためにWNhという用語が導入されました。これらは以前はWNL星と呼ばれていましたが、水素を含まない晩期型WN星や、WN5ほど早くから水素を含むWR星も存在します。^[14]

ウォルフ・ライエ星は、スペクトル中にヘリウム、窒素、炭素、ケイ素、酸素に特定される強い幅広い輝線があることに基づいて命名されたが、水素の輝線は通常は弱いか存在しない。当初は単にWクラスまたはW型星と呼ばれていたが、^{[16] [17]、}分類はその後、イオン化した窒素（N III、N IV、N V）の優勢な輝線を持つ星と、イオン化した炭素（C IIIとC IV）および時には酸素（O III – O VI）の優勢な輝線を持つ星に分割され、それぞれWNおよびWCと呼ばれるようになった。^{[18] WNとWCの2つのクラスは、541.1} nmのHe II線と587.5 nmのHe I線 の相対的な強度に基づいて、さらに温度系列WN5–WN8とWC6–WC8に分割された。ウォルフ・ライエ輝線は、星周物質を示唆する広がった吸収翼（ P Cygniプロファイル）を持つことが多い。さらに高温の恒星では、イオン化酸素の放出がイオン化炭素の放出を支配しているため、WO系列はWC系列から分離されているが、これらの元素の実際の割合はおそらく同程度である。^{[6] WCスペクトルとWOスペクトルは、C} III放出の有無に基づいて正式に区別される。 ^[19]また、WCスペクトルには、WOスペクトルで強いO VI線が欠けているのが一般的である。 ^[20]           

WNスペクトル系列はWN2～WN9を含むように拡張され、463.4～464.1 nmと531.4 nmのN  III線、347.9～348.4 nmと405.8 nmのN  IV線、 460.3 nm、461.9 nm、493.3～494.4 nmのN  V線の相対的な強度に基づいて定義が精緻化された。 ^[21] これらの線は、強いHe放射と変動するHe放射の領域から十分に離れており、線の強度は温度とよく相関している。WNとOfpeの中間のスペクトルを持つ星はWN10とWN11に分類されているが、この命名法は普遍的に受け入れられているわけではない。^[22]

WN1型は、N  IV線もN  V線も持たない星に対して提案されたもので、WN2とWN2.5の中間に位置すると思われるブレイ1とブレイ66を収容するものである。^[23] 各WNサブクラスの相対的な線強度と幅は後に定量化され、541.1 nmのHe  II線と587.5 nmのHe  I線の比率が電離レベル、ひいてはスペクトルサブクラスの主要な指標として導入された。WN1の必要性はなくなり、ブレイ1とブレイ66はどちらも現在WN3bとして分類されている。やや不明瞭なWN2.5とWN4.5クラスは廃止された。^[24]

WCスペクトルシーケンスはWC4～WC11を含むように拡張されましたが、いくつかの古い論文ではWC1～WC3も使用されていました。WCサブタイプを区別するために使用される主な輝線は、CII  426.7 nm、 CIII 569.6 nm、CIII  /IV 465.0 nm、CIV  580.1～581.2 nm、およびOV  （およびOIII  ）ブレンド557.2～559.8 nmです。^[19]シーケンスはWC10とWC11を含むように拡張され、サブクラスの基準は、炭素と酸素の存在量に変化があってもイオン化係数に依存するように、主に炭素線の相対的な強度に基づいて定量化されました。^[20]

WO型星の場合、主に使用される線は、580.1 nmのC  IV 、 340.0 nmのO  IV 、557.2～559.8 nmのO  V（およびO  III）ブレンド、381.1～383.4 nmのO  VI、567.0 nmのO  VII 、および606.8 nmのO  VIIIです。シーケンスはWO5を含むように拡張され、O  VI /C  IVおよびO  VI /O  Vラインの相対的な強度に基づいて定量化されました。^[25] 古典的なWR星とCSPNe全体の一貫性のために設計された後のスキームは、WO1からWO4のシーケンスに戻り、区分を調整しました。^[20]

ウォルフ・ライエ星の詳細な現代の研究では、主なスペクトル分類の接尾辞で示される追加のスペクトル特性を特定することができます。^[24]

• 水素放出の場合はh
• 水素の放出と吸収のためのha;
• o 水素を排出しない
• 弱い線の場合はw
• 強い線の場合はs。
• 太く強い線の場合はb
• dは塵（変動性塵、周期性塵、断続性塵の場合はvd、pd、edとなることもある）。^[26]

ウォルフ・ライエスペクトルの分類は、星が密集した星雲、塵の雲、連星の伴星と頻繁に関連しているため複雑である。「+OB」という接尾辞は、スペクトル内に、より一般的な伴星と関連している可能性のある吸収線が存在することを示すために使用され、「+abs」は起源が不明な吸収線を示すために使用される。^[24]

WRのスペクトルサブクラスは、他のスペクトルタイプと同様に、高温のものは早期型、低温のものは後期型と説明される。WNEとWCEは早期型スペクトルを指し、WNLとWCLは後期型スペクトルを指し、境界線はサブクラス6または7付近にある。後期WO型星というものは存在しない。WNE星は水素に乏しい傾向が強いが、WNL星のスペクトルには水素線が頻繁に含まれる。^{[19] [27]}

惑星状星雲の中心星のスペクトル型は、角括弧で囲んで修飾される（例：[WC4]）。^{[19] [28]}これらはほぼ全てWC系列であり、既知の[WO]星は炭素系列の高温延長部を表す。ごく最近発見された[WN]型と[WC/WN]型も少数存在する。^{[29] [30] [31] [32]} これらの形成メカニズムはまだ明らかではない。惑星状星雲の中心星の温度は、種族IのWR星と比較すると極端になる傾向があるため、[WC2]型と[WC3]型が一般的であり、系列は[WC12]まで拡張されている。[WC11]型と[WC12]型は、狭い輝線とHe II線 とC  IV線のない特徴的なスペクトルを持つ。^{[33] [28]}

ピーク輝度に達する前に観測された特定の超新星は、WR スペクトルを示す。^[34] これは、この時点での超新星の性質によるものである。すなわち、極度のウォルフ・ライエ風に似た、急速に膨張するヘリウムに富む噴出物である。WR スペクトルの特徴は数時間しか続かず、高電離の特徴は最大限に弱まって弱い中性水素とヘリウムの放出のみが残り、その後、従来の超新星スペクトルに置き換わる。これらのスペクトル型を「X」でラベル付けすることが提案されている (例: XWN5(h))。^[35]同様に、古典的新星は、ウォルフ・ライエ星に似た幅広い放出帯からなるスペクトルを発達させる。これは、同じ物理的メカニズム、すなわち、極度に高温の中心源の周囲で高密度ガスが急速に膨張することによって生じる。^[6]

ウォルフ・ライエ星と、同様の温度のスペクトル型O型星との区別は、電離したヘリウム、窒素、炭素、酸素の強い輝線の存在に依存しているが、中間的または紛らわしいスペクトル特性を持つ星も数多く存在する。例えば、高光度のO型星は、スペクトル中にヘリウムと窒素が輝線とともに現れることがあるが、一部のWR型星は水素線、弱い輝線、さらには吸収成分も持っている。これらの星はO3If ^∗ /WN6などのスペクトル型が与えられており、スラッシュ星と呼ばれている。^[36]

O 型超巨星は、ヘリウムと窒素の輝線、またはいくつかの吸収線の輝線成分を発生することがあります。これらは、このタイプの星に固有のスペクトル特異性接尾辞コードによって示されます。

• f は N  iiiと He ii の放出 
• f ^* N および He 放射の場合、N ivは N iiiよりも強い  
• f ^{+ は}NとHeに加えてSi ivでも発光する 
• 括弧内はHe IIの吸収線を示す（例：（f）） 
• 二重括弧は強いHe ii吸収とN iii放出の希釈を示す、例: ((f ⁺ ))  

これらのコードは、pやaなどのより一般的なスペクトル型修飾子と組み合わせることもできます。一般的な組み合わせには、OIafpeとOIf ^*、およびOfpeがあります。1970年代には、純粋な吸収クラスOから明確なWR型までのスペクトルの連続体があることが認識され、一部の中間的な星にO8IafpeやWN8-aなどのスペクトル型を割り当てる必要があるかどうかが不明でした。これらの状況に対処するためにスラッシュ表記が提案され、星Sk−67°22にはスペクトル型O3If ^* /WN6-Aが割り当てられました。^{[37] OIf *}、OIf ^* /WN、およびWN星を区別する基準は、一貫性を保つために改良されました。スラッシュ星の分類は、H _β線がP Cygniプロファイルを持つ場合に使用されます。これは、O型超巨星の吸収線であり、WN星の輝線です。 463.4～464.1 nm、405.8 nm、460.3～462.0 nmの窒素輝線と、各タイプの標準星を用いて、以下のスラッシュスターのスペクトルタイプの基準が示されています。^[36]

スラッシュ星のスペクトル型の別のセットは、Ofpe/WN星に使用されています。これらの星は、O型超巨星のスペクトルに加えて窒素とヘリウムの放射と、P Cygniプロファイルを持っています。あるいは、異常に低い電離レベルと水素を持つWN星と考えることもできます。^[38]これらの星のスラッシュ表記は議論を呼んでおり、代替案としてWR窒素シーケンスをWN10とWN11に拡張することがありました。^[39]他の著者は、たとえばWR 108の場合はWN9haなど、WNha表記の使用を好みました。 ^{[40]最近の推奨事項は、447.1 nm He} iラインが吸収されている場合はO8IafなどのOスペクトル型を使用し、ラインがP Cygniプロファイルを持つ場合はWRクラスWN9hまたはWN9haを使用することです。^[36]ただし、Ofpe/WNスラッシュ表記、およびWN10とWN11の分類は引き続き広く使用されています。^[41] 

O型星とWR型星の両方の特徴を含むスペクトルを持つ3番目の星のグループが特定されました。大マゼラン雲の9つの星は、WN3とO3Vの両方の特徴を含むスペクトルを持っていますが、連星ではないようです。小マゼラン雲のWR型星の多くも、非常に初期のWNスペクトルと高励起吸収の特徴を持っています。これらは、古典的なWN型星につながるミッシングリンクであるか、低質量の伴星による潮汐剥離の結果である可能性があると示唆されています。^[42]

最初に特定された3つのウォルフ・ライエ星は、偶然にもすべて高温のO型伴星を持っており、ヘンリー・ドレイパーカタログにすでに番号が付けられていた。これらの星と他の星は発見当初からウォルフ・ライエ星と呼ばれていたが、1962年に銀河ウォルフ・ライエ星の「第4」カタログで初めて具体的な命名規則が作られた。^[43]最初の3つのカタログはウォルフ・ライエ星のリストではなく、既存の命名法のみを使用していた。^{[44] [45] [46]}

ウォルフ・ライエ星の第4カタログでは、星に赤経の順に番号が付けられました。第5カタログでは、第4カタログの著者にちなんでMRで始まる同じ番号が使用され、さらに新発見の番号にはLSで始まる一連の番号が追加されました。^[21]これらの番号体系はどちらも一般的には使用されていません。

6番目の銀河ウォルフ・ライエ星カタログは、実際にその名前が付けられた最初のカタログであり、以前の5つのカタログをその名前で説明した最初のカタログでもあります。また、それ以来銀河のWR星に広く使用されているWR番号も導入しました。これらも、赤経順にWR 1からWR 158までの数字のシーケンスです。^[47]

2001年に編纂された第7カタログとその付録では、同じ番号体系が使用され、小文字の接尾辞を使用して新しい星がシーケンスに挿入されました。たとえば、銀河中心で発見された多数のWR星の1つにはWR 102kaが使用されています。 ^{[19] [48]}現代の大量識別調査では、多数の新発見に対して独自の番号体系が使用されています。^[49] 2006年の付録が第7カタログに追加されました。

2011年に、シェフィールド大学がホストするオンラインの銀河ウルフ・レイエ・カタログが開設されました。2023年現在、669個の星が含まれています。^[50]

外部銀河のウォルフ・ライエ星は、異なる方式で番号付けされている。大マゼラン雲では、WR星の最も普及し完全な命名法は「大マゼラン雲の種族Iのウォルフ・ライエ星の第4カタログ」^{[51]からのもので、接頭辞は}BAT-99で、たとえばBAT-99 105である。これらの星の多くは、3番目のカタログ番号でも参照され、たとえばBrey 77である。^[52] 2018年現在、154個のWR星がLMCにカタログ化されており、ほとんどがWNであるが、約23個のWCと非常にまれな3つのWOクラスを含む。^{[42] [53]}これらの星の多くは、多くの場合RMC（ラドクリフ天文台マゼラン雲）番号で参照され、たとえばR136a1のように単にRと省略される。

小マゼラン雲ではWR番号が使われ、通常はAB番号と呼ばれ、例えばAB7のようになります。^[54]小マゼラン雲にはWR星が12個しか知られておらず、その数が非常に少ないのは、その銀河の金属量が低いためだと考えられています^{。[55] [56] [57]}

2012年、IAUのワーキンググループは銀河系ウォルフ・ライエ星カタログの番号体系を拡張し、新たな発見には最も近い既存のWR番号に発見順に数字の接尾辞を加えた番号が付けられるようになった。これは2006年の付録以降のすべての発見に適用されるが、これらのうちいくつかは以前の命名法で既に命名されており、そのためWR 42eは現在WR 42-1と番号付けされている。^[58]

ウォルフ・ライエ星は、非常に質量の大きい恒星の進化の通常の段階であり、ヘリウムと窒素（「WN」系列）、炭素（「WC」系列）、酸素（「WO」系列）の強くて幅広い輝線が見える。輝線が強いため、近くの銀河で特定できる。私たちの天の川銀河には約600個のウォルフ・ライエ星がカタログ化されている。[19] [48] [49] [50] この数は、銀河面でこの種の天体を^{発見するための}近赤外線での測光および分光調査の結果として、ここ数年で劇的に変化している。^{[59]残りの}局部銀河群には1,000個未満のWR星があると予想されており、マゼラン雲には約166個、^[42]三角座銀河には206個、^[60]アンドロメダ銀河には154個が知られています。^[61]

局所銀河群の外では、全銀河調査によりさらに数千のWR星や候補が見つかっている。例えば、M101グループでは、21等から25等級の1000以上の潜在的なWR星が検出されており、^[62]天文学者は最終的に1万以上のWR星をカタログ化したいと考えています。^{[63]これらの星は、それらの名が付けられた}ウォルフ・ライエ銀河やスターバースト銀河に特に多く見られると予想されています。^[64]

これらの特徴的な輝線は、非常に高温の恒星の光球を包む、拡張した高密度の高速風領域で形成され、この領域では紫外線が大量に放出され、輝線を形成する風領域で蛍光を引き起こします。^[15]この放出プロセスにより、最初にCNOサイクルの水素燃焼による窒素に富んだ生成物（WN型星）が、次にHe燃焼による炭素に富んだ層（WC型およびWO型星）が次々と現れます。^[12]

WNh星は、水素のないWN星とはまったく異なる天体であることがわかります。スペクトルは似ていますが、はるかに質量が大きく、はるかに大きく、知られている中で最も明るい星の一部です。マゼラン雲ではWN5hの早い時期に検出されています。WNh星のスペクトルに見られる窒素は、コアでのCNOサイクルの融合の産物ですが、コアのヘリウム融合中に外層が失われた後ではなく、コアの水素燃焼段階にある間に回転と対流の混合により、最も質量の大きい星の表面に現れます。^[14]

炭素系列のウォルフ・ライエ星（「WC」）の中には、特に最新型に属するものがあり、塵の生成が目立つ。通常、これは連星系に属する星で、ペアを形成する恒星風の衝突の結果として起こる。 ^{[19]有名な連星}WR 104の場合がそうだが、このプロセスは単独の星でも起こる。^[15]

惑星状星雲の中心にある恒星のうち、ごくわずか（約 10%）は、質量がはるかに低い（典型的には 0.6 M _☉）にもかかわらず、観測的には WR 型です。つまり、ヘリウム、炭素、酸素からの幅広い線を含む輝線スペクトルを示します。[WR] と表記されるこれらの恒星は、進化した低質量恒星の子孫である非常に古い天体であり、 WR クラスの大部分を占める非常に若く非常に質量の大きいI 型恒星ではなく、白色矮星と密接に関連しています。^[68]これらは現在、ウォルフ・ライエ星と呼ばれるクラスから一般に除外されており、ウォルフ・ライエ型恒星と呼ばれています。^[27]

ウォルフ・ライエ星の数と特性は、その祖先の星の化学組成によって異なります。この違いの主な要因は、異なる金属量レベルでの質量損失率です。金属量が高いほど質量損失が高くなり、大質量星の進化とウォルフ・ライエ星の特性にも影響します。質量損失が高いと、鉄の核が形成されて崩壊する前に星の外層が失われるため、質量の大きい赤色超巨星は超新星として爆発する前に再び高温になり、最も質量の大きい星は赤色超巨星にはなりません。ウォルフ・ライエ段階では、質量損失が大きいほど対流核の外側の層の枯渇が激しくなり、表面の水素存在比が低下し、ヘリウムがより急速に剥ぎ取られて WC スペクトルが生成されます。

これらの傾向は、局所銀河群のさまざまな銀河で観察できます。局所銀河群の金属量は、天の川銀河では太陽レベル近くから、M31ではいくらか低く、大マゼラン雲ではさらに低く、小マゼラン雲では非常に低いレベルまで変化します。個々の銀河にわたって大きな金属量のばらつきが見られ、M33と天の川銀河は中心に近いほど金属量が高く、M31はハローよりもディスクの方が金属量が高くなっています。したがって、SMCでは、星形成率に比べてWR星が少なく、WC星はまったくありません(1つの星はWOスペクトル型です)。天の川銀河には、WN星とWC星がほぼ同数あり、WR星の総数が多く、その他の主な銀河には、WC型よりもWR星がいくらか少なく、WN型が多くなっています。LMC、特にSMC、ウォルフ・ライエット銀河は、放射が弱く、大気の水素分率が高くなる傾向があります。 SMC WR星は、弱い風が光球を完全に覆い隠さないため、最も初期のスペクトル型でさえ、ほぼ普遍的にいくらかの水素線と吸収線を示します。^[69]

赤色超巨星段階を経て再びWNL星に進化できる主系列星の最大質量は、 天の川銀河では 約20 M _{☉ 、大マゼラン雲では32} M _☉、小マゼラン雲では50  M _☉以上と計算されている。より進化したWNEおよびWC段階に達するのは、初期質量が太陽近傍の金属量で 25 M _{☉以上、大マゼラン雲では60} M _☉以上の星のみである 。通常の単一星の進化では、小マゼラン雲の金属量でWNEまたはWC星は生成されないと予想される。^[70]

質量損失は星の自転速度の影響を受けますが、金属量が低い場合は特にその影響が強くなります。自転速度が速いと、中心核の核融合生成物が星の残りの部分と混合され、表面の重元素の存在量が増加し、質量損失が促進されます。自転により、星は自転しない星よりも長く主系列にとどまり、赤色超巨星段階からより速く進化したり、非常に高い質量、高い金属量、または非常に速い自転の場合は主系列から直接より高温に進化したりします。

恒星の質量損失は角運動量の損失を招き、大質量星の自転を急速に停止させる。太陽に近い金属量の非常に重い星は、主系列にある間はほぼ停止状態にまで減速されるが、SMCの金属量では、観測される最高質量でも急速に自転を続けることができる。大質量星の急速な自転は、比較的高い温度と明るさなど、SMC WR星の予想外の特性と数を説明するかもしれない。^[69]

連星系内の大質量星は、恒星風による固有の質量損失ではなく、伴星によるはぎ取りによってウォルフ・ライエ星に成長することがあります。このプロセスは個々の星の金属量や自転に比較的鈍感で、すべての局所銀河群にわたって一貫したウォルフ・ライエ星のセットを生成することが期待されています。その結果、連星系チャネルを通じて生成されるウォルフ・ライエ星の割合、したがって連星系にあると観測されるウォルフ・ライエ星の数は、低金属量の環境では高くなるはずです。計算によると、SMCで観測されるウォルフ・ライエ星の連星率は98％にも達するはずですが、実際に大質量の伴星を持つのが観測されるのは半分未満です。天の川銀河の連星率は理論計算と一致して約20％です。^[71]

WR 星のかなりの割合は、その星に直接関連する星雲に囲まれている。これは、大質量星形成領域に関連する通常の背景星雲だけでなく、ポストAGB星によって形成された惑星状星雲でもない。星雲はさまざまな形をしており、分類は困難である。多くはもともと惑星状星雲としてカタログ化されており、時には注意深い多波長研究によってのみ、低質量のポスト AGB 星の周りの惑星状星雲と、より質量の大きいコアのヘリウム燃焼星の周りの同様の形状の星雲を区別できる。^{[70] [72]}

ウォルフ・ライエ銀河は、十分な数のウォルフ・ライエ星が存在するタイプのスターバースト銀河であり、その特徴的な輝線スペクトルが銀河全体のスペクトルで見えるようになる。 ^{[73]特に、468.6 nmのHe} iiとその近くのスペクトル線による幅広い輝線がウォルフ・ライエ銀河の特徴である。ウォルフ・ライエ星の寿命が比較的短いということは、そのような銀河のスターバーストは過去数百万年以内に発生し、100万年未満しか続かなかったはずであり、そうでなければ、ウォルフ・ライエの輝線は他の多数の明るい星に圧倒されてしまうだろう。^[74] 

WR 星がどのように形成され、発達し、そして死ぬかについての理論は、それほど極端ではない恒星の進化の説明に比べて形成が遅れています。WR 星は希少で、遠く離れており、しばしば不明瞭であり、21 世紀に入ってもその生涯の多くの側面は不明です。

ウォルフ・ライエ星は19世紀以来、異例かつ独特な星のクラスとして明確に特定されてきたが、^[75] これらの星の性質は20世紀末まで不確かであった。1960年代以前は、ウォルフ・ライエ星の分類さえも非常に不確かで、その性質と進化は基本的に不明であった。惑星状星雲の中心星（CSPNe）とはるかに明るい古典的なウォルフ・ライエ星の外観が非常に似ていることが、不確実性の一因であった。^[76]

1960年頃までに、CSPNeと大質量で明るい古典的なWR星との区別はより明確になりました。研究により、それらは広大な恒星周縁物質に囲まれた小さな高密度の星であることが示されましたが、物質が恒星から放出されたのか、それとも恒星に収縮したのかはまだ明らかではありませんでした。^{[77] [78]} 窒素、炭素、酸素の異常な豊富さと水素の不足は認識されていましたが、その理由は不明のままでした。^[79] WR星は非常に若く、非常にまれであることが認識されていましたが、主系列に向かって進化しているのか、それとも主系列から離れて進化しているのかは依然として議論の余地がありました。^{[80] [81]}

1980年代までに、WR星は大質量OB星の子孫であると認められたが、主系列や他の進化した大質量星との関係における正確な進化状態はまだ不明であった。^[82] 大質量連星におけるWR星の優位性と水素の不足は重力剥離によるものであるという理論は、ほとんど無視されるか放棄された。^[83] WR星は超新星、特に水素を欠いているが明らかに若い大質量星と関連している新しく発見されたIb型超新星の可能性のある祖先として提案されていた。^[82]

21世紀の初めまでに、WR星は、中心核の水素を使い果たし、主系列を離れ、大気の大部分を放出し、ヘリウムとより重い核融合生成物からなる小さな高温の中心核を残した大質量星であると広く認められるようになりました。^{[84] [85]}

WR 型星の大半、つまり私が分類する古典的な種族は、現在では、最も質量の大きい星 ​​(あまり一般的ではない惑星状星雲の中心星は除く) の進化における自然な段階であると理解されており、赤色超巨星としての期間の後、青色超巨星としての期間の後、または最も質量の大きい主系列星から直接生じたものである。その段階で超新星として爆発すると予想されるのは質量の小さい赤色超巨星のみで、質量の大きい赤色超巨星は大気を放出しながら再び高温へと進化する。黄色極超巨星または LBV 段階で爆発するものもあるが、多くはウォルフ・ライエ星になる。^[86] これらの星は水素をほぼすべて失うか燃焼しており、現在は中心核でヘリウムを、または寿命の終わりのごく短い期間、より重い元素を融合している。^[86]

大質量の主系列星は、非常に高温の核を作り、CNO プロセスによって水素を非常に急速に融合し、星全体に強い対流を引き起こします。これにより、表面へのヘリウムの混合が起こりますが、このプロセスは自転によって強化されます。おそらく、差動回転によって、核が表面よりも速く回転することになります。このような星は、CNO サイクルによる炭素と窒素の割合の変化によって、非常に若い年齢で表面の窒素増加も示します。大気中の重元素の増加と光度の増加により、輝線スペクトルの源となる強力な恒星風が生成されます。これらの星は Of スペクトル (十分に高温の場合は Of*) を発達させ、恒星風がさらに増加すると WNh スペクトルに発達します。これが、核でまだ水素を燃焼しており、初期の質量をほとんど失っていない WNh 星の質量と光度が高い理由です。これらは、中心核の水素が枯渇するにつれて、最終的には青色超巨星（LBV？）に拡大するか、混合が十分に効率的であれば（たとえば、急速な回転を通じて）、水素のないWN星に直接進む可能性があります。

WR星は白色矮星に消えていくのではなく、暴力的にその生涯を終える可能性が高い。したがって、太陽の約9倍以上の質量を持つすべての星は必然的に超新星爆発を起こす（直接崩壊を除く^[87]）が、その多くはWR段階から生じる。^{[27] [86] [88]}

WR 型星が低温から高温へと単純に進行し、最終的に WO 型星になるという説は、観測によって裏付けられていない。WO 型星は非常にまれであり、既知の例はすべて、比較的一般的な WC 型星よりも明るく、質量が大きい。代替理論では、WO 型星は最も質量の大きい主系列星からのみ形成されると示唆されている^[15]か、または爆発する前のわずか数千年という極めて短命な最終段階を形成し、WC 段階は中心核のヘリウム燃焼段階に対応し、WO 段階はその先の核燃焼段階に対応すると示唆されている。WO スペクトルが、超高温での電離効果の結果だけなのか、実際の化学組成の違いを反映しているのか、あるいは両方の効果がさまざまな程度で発生しているのかは、まだ不明である。^{[86] [89] [90] [91]}

鍵：

• O: O型主系列星
• Of: NとHeの放出を示す進化したO型
• BSG:青色超巨星
• RSG:赤色超巨星
• YHG:黄色極超巨星
• LBV:青色変光星
• WNh: WNプラス水素線
• WNL: 「後期」WN 型ウォルフ・ライエ星 (WN6 から WN11 程度)
• WNE: 「初期の」WN 型ウォルフ・ライエ星 (WN2 から WN6 程度)
• WN/WC: 遷移的（WN から WC へ遷移中）ウォルフ・ライエ星（WN#/WCE または WC#/WN の場合もある）
• WC: WC型ウォルフ・ライエ星
• WO: WO型ウォルフ・ライエ星

ウォルフ・ライエ星は大質量星から形成されるが、進化した種族Iの星はWRの外観を示すまでに初期の質量の半分以上を失っている。例えば、γ ² Velorum Aは現在太陽の約9倍の質量を持っているが、少なくとも太陽の40倍の質量から始まった。^[92]高質量星は、形成される頻度が低く、寿命が短いため、非常にまれである。つまり、ウォルフ・ライエ星自体は、最も質量の大きい主系列星からのみ形成され、それらの星の一生の中で比較的短命な段階であるため、極めてまれである。これはまた、Ib/c型超新星が、より高質量の星から生じるため、II型よりも一般的でない理由を説明しています。

WNh星は分光学的には似ているが、実際にははるかに進化が遅れており、大気を放出し始めたばかりの星であり、例外であり、初期の質量の多くをまだ保持している。現在知られている最も重い星はすべてO型主系列星ではなくWNh星であるが、これは予想される状況である。なぜなら、そのような星は形成されてからわずか数千年後に表面にヘリウムと窒素が現れ、周囲のガス雲を通して見えるようになる前である可能性があるからである。別の説明としては、これらの星は非常に重いため、通常の主系列星として形成できず、それほど極端ではない星の合体の結果であるというものである。^[93]

観測されたウォルフ・ライエ星の数と種類を単一の星の進化を通してモデル化することは困難であるため、それらは質量交換による星の外層の喪失を加速させる可能性のある連星相互作用によって形成されるという理論が生まれました。WR 122は、ほぼ2兆マイルの幅の平坦なガス円盤が星を取り囲み、その外層を剥ぎ取った伴星を持つ可能性のある例です。^[94]

多くの Ib 型および Ic 型超新星の祖先は WR 星であると広く疑われていますが、そのような祖先については決定的な特定は行われていません。

Ib型超新星は、スペクトルに水素線が存在しない。より一般的なIc型超新星は、スペクトルに水素線とヘリウム線の両方が存在しない。このような超新星の起源は、外層に水素が存在しない、または水素とヘリウムの両方が存在しない大質量星であると予想される。WR星はまさにそのような天体である。すべてのWR星は水素を欠いており、一部のWR星、特にWOグループではヘリウムも著しく減少している。WR星は鉄の核を生成すると核の崩壊を経験すると予想されており、その結果生じる超新星爆発はIb型またはIc型になる。場合によっては、核がブラックホールに直接崩壊しても目に見える爆発が発生しない可能性がある。^[95]

WR 型星は高温のため非常に明るいが、特にほとんどの超新星の祖先を構成すると予想される最も高温の例では、肉眼では明るくない。理論によれば、現在までに観測された Ibc 型超新星の祖先は検出できるほど明るくないが、それらの祖先の特性には制約がある。^{[90]超新星}iPTF13bvnの位置で消滅した祖先星の可能性があるのは単一の WR 型星である可能性があるが^[96]、他の分析では、より質量の小さい、剥ぎ取られた星またはヘリウム巨星との連星系を支持している。^{[97] [98]} WR 型超新星の祖先として考えられるのは他にSN 2017einのみであるが、これも祖先が単一の大質量 WR 型星なのか連星系なのかは不明である。^[99]

2022年、カナリア大望遠鏡の天文学者は、ウォルフ・ライエ星の最初の超新星爆発を報告した。SN 2019hgpはIcn型超新星であり、ネオン元素が検出された最初の超新星でもある。 ^{[100] [101] [102]}

ウォルフ・ライエ星の最も目に見える例はγ2 Velorum (WR 11) で^、北緯40度以南の人にとっては肉眼で明るい星だが、その光のほとんどはO7.5の巨星の伴星から来ている。そのスペクトルの異様な性質 (暗い吸収線の代わりに明るい輝線)から、 「南天のスペクトルの宝石」と呼ばれている。6等級より明るいウォルフ・ライエ星は、O型の伴星を2つ持つ三重星のむし座θ星(WR 48) のみである。どちらもWC型星である。「元」WR星WR 79a ( HR 6272 ) は6等級より明るいが、現在では強い放射を持つ特異なO8超巨星であると考えられている。次に明るいのは6.4等級のWR 22で、WN7h主星を持つ大質量連星である。^[19]

現在知られている最も質量が大きく最も明るい恒星であるR136a1も、中心核で水素を核融合している WNh 型のウォルフ・ライエ星です。このタイプの星は、最も質量が大きく最も明るい恒星の多くを含み、非常に若く、通常は最も密度の高い星団の中心でのみ見つかります。時折、 VFTS 682のような暴走した WNh 星がそのような星団の外側で見つかることがありますが、これは多重星系から放出されたか、他の恒星との相互作用によるものと考えられます。

ウォルフ・ライエ連星を含む三重星系の例としては、アペプがあります。アペプは、強烈な恒星風によって大量の炭素塵を放出します。2 つの恒星が互いの周りを回ると、塵は輝く煤けた尾に包まれます。

最も高温の非縮退星（最も高温の数個）はすべてウォルフ・ライエ星であり、その中で最も高温なのはWR 102で、温度は 210,000 K にも達するようです。次に高温なのはWR 142で、温度は約 200,000 K です。大マゼラン雲にあるLMC195-1 も同様の温度であるはずですが、現時点ではこの温度は不明です。

HD 45166は、知られている中で最も磁気を帯びた大質量の恒星であり、また、初めて磁気を帯びたウォルフ・ライエ星としても知られています。^[104]

WR 型の中心星を持つ惑星状星雲はごく少数ですが、よく知られている惑星状星雲のかなりの数には WR 型の中心星があります。

• マルカリアン50