分類 WC7型星[ 16 ] であり、3つのオリジナルのWR型星の1つであるWR 137 のスペクトル（横軸：波長（Å） - 5694のピークは誤ってラベル付けされており、WC型星を分類するための重要な線であるC III であるべき）。 ウォルフ・ライエ星は、スペクトルに強い広輝線があり、 ヘリウム 、窒素 、炭素 、ケイ素 、酸素 と識別されるが、水素 線は通常弱いか存在しないことから命名された。当初は単にクラスWまたはW型星と呼ばれていたが、[ 17 ] [ 18 ] [ 19 ] WNとWCの2つのクラスは、541.1 nm のHe nmのHe P Cygni プロファイル ）、周星物質を示唆している。さらに高温の星では、電離酸素の放出が電離炭素の放出よりも優勢であるが、星におけるこれらの元素の実際の割合は同程度である可能性が高い。[ 7 ] [ 20 ] [ 21 ]
WNスペクトル系列はWN2～WN9を含むように拡張され、定義は463.4～464.1 nmと531.4 nmのN IV 線、および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改良された。[ 22 ] [ 23 ]
WN1型は、N [ 24 ] nmのHe nmのHe 1とBrey 66は現在WN3bに分類されている。やや不明瞭なWN2.5とWN4.5クラスは削除された。[ 25 ]
WCスペクトル系列はWC4～WC11を含むように拡張されましたが、古い論文の中にはWC1～WC3を使用しているものもあります。WCサブタイプを区別するために使用される主な発光線は、C nm、C nm、C nm、C nm、およびO nmです。[ 20 ] [ 21 ]
WO型星の場合、使用される主な線は、580.1 nmのC 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。このシーケンスはWO5を含むように拡張され、O VI /C IV線 とO VI /O V 線の相対的な強度に基づいて定量化されました。[ 26 ] [ 21 ]
ウォルフ・ライエ星の詳細な現代的研究により、主要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が特定される可能性がある。[ 25 ]
hは水素放出量を表す。 水素の放出と吸収のためのha。 o 水素排出なし。 wは弱い線を表す。 sは太線を表す。 bは太く力強い線を表す。 d は塵を表す (変動性、周期性、または突発性の塵を表す場合は、vd、pd、または ed が使われることもある)。[ 27 ] ウォルフ・ライエ星のスペクトルの分類は、星が濃密な星雲、塵雲、または連星伴星と頻繁に関連しているため複雑です。スペクトルに吸収線が存在する場合は、より通常の伴星に関連している可能性が高いことを示すために「+OB」という接尾辞が使用され、起源が不明な吸収線の場合は「+abs」が使用されます。[ 25 ]
WR スペクトルサブクラスのうち、高温のものは早期型、低温のものは後期型と呼ばれ、他のスペクトル型と一致する。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、その境界線はおおよそサブクラス 6 または 7 である。後期型の WO 型星というものは存在しない。WNE 星は水素が少ない傾向が強いが、WNL 星のスペクトルには水素線が頻繁に含まれる。[ 20 ] [ 28 ]
惑星状星雲の中心星のスペクトル型は、角括弧で囲むことで修飾されます (例: [WC4])。[ 20 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] I WR 星と比較すると極端な傾向があり、[WC2] および [WC3] が一般的で、系列は [WC12] まで拡張されています。[WC11] および [WC12] 型は、狭い輝線と He [ 34 ] [ 29 ]
GK Persei (Nova Persei 1901)、スペクトルにヴォルフ・ライエの特徴を示した[ 6 ] ピーク輝度前に観測された一部の超新星は、WRスペクトルを示します。[ 35 ] [ 36 ] 古典新星は、 ウォルフ・ライエ星に似た広帯域の放射帯からなるスペクトルを発達させます。これは、極めて高温の中心源の周りの高密度ガスの急速な膨張という同じ物理的メカニズムによって引き起こされます。[ 7 ]
スラッシュスターズ ウォルフ・ライエ星と、同程度の温度のスペクトル型 O星 との区別は、電離ヘリウム、窒素、炭素、酸素の強い輝線の存在に依存しますが、中間的または紛らわしいスペクトル特性を持つ星も多数存在します。たとえば、高光度O星は、いくつかの輝線とともにスペクトルにヘリウムと窒素を発達させることができ、一方、一部のWR星は水素線、弱い輝線、さらには吸収成分を持っています。これらの星には、O3If ∗ /WN6などのスペクトル型が与えられ、スラッシュ星と呼ばれています。[ 37 ]
O型超巨星は、ヘリウムや窒素の輝線、あるいは一部の吸収線に輝線成分を生じることがあります。これらは、このタイプの星に特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。
N IIの 発光を示すf f * NとHeの発光について、N ivはN iii よりも強い Si IV の発光におけるf +は 、NとHeに加えて存在する。括弧は、放出線ではなくHe II 吸収線を示す。例：（f） 二重括弧は、強いHe II 吸収とN III 発光が希釈されていることを示します（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、純粋な吸収型 O から明確な WR タイプまでのスペクトルの連続性があることが認識され、中間的な星に O8Iafpe や WN8-a などのスペクトル型を与えるべきかどうかは不明でした。このような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。[ 38 ] OIf * 、OIf * /WN、および WN 星を区別するための基準は、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 超巨星では吸収線であり、WN 星では輝線です。以下のスラッシュ星スペクトル型の基準は、463.4～464.1 nm、405.8 nm、および460.3～462.0 nmの窒素輝線 と、各タイプの標準星を使用して示されています。[ 37 ]
Ofpe/WN 星には、別のスラッシュ星スペクトル型が使用されています。これらの星は、O 超巨星スペクトルに加えて窒素とヘリウムの輝線と 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。[ 39 ] [ 40 ] 他の著者は、たとえばWR 108 に対して WN9ha のように、WNha 表記を使用することを好みました。[ 41 ] 最近の推奨事項は、447.1 nm の He I 線が吸収線である場合は O8Iaf などの O スペクトル型を使用し、線が P Cygni プロファイルである場合は WN9h または WN9ha の WR クラスを使用することです。[ 37 ] [ 42 ]
O型星とWR型星の両方の特徴を含むスペクトルを持つ星の第3のグループが特定された。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るが、連星ではないようだ。小マゼラン雲のWR型星の多くは、非常に初期のWNスペクトルと高励起吸収特徴も持っている。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る。[ 43 ]
命名法 カリーナ星雲 のWR 22 偶然にもすべて高温のO型伴星を持つ、最初に特定された3つのウォルフ・ライエ星は、すでにヘンリー・ドレイパーのカタログ に番号が付けられていた。これらの星や他の星は、発見当初からウォルフ・ライエ星と呼ばれていたが、銀河ウォルフ・ライエ星の「第4」カタログが1962年に作成されるまで、それらの特定の命名規則は作成されなかった。[ 44 ] [ 45 ] [ 46 ] [ 47 ]
第4次ウォルフ・ライエ星カタログでは、赤経 順に番号が付けられていた。第5次カタログでは、第4次カタログの著者にちなんでMRを接頭辞として付けた同じ番号に加え、新たに発見された星にはLSを接頭辞として付けた番号のシーケンスが追加された。[ 22 ]
現代のWRカタログ 第 6 銀河ウォルフ・ライエ星カタログは、実際にその名前を冠した最初のカタログであり、また、その名前の以前の 5 つのカタログを記述した最初のカタログでもありました。また、銀河ウォルフ・ライエ星にそれ以来広く使用されている WR 番号も導入しました。これらは、再び、赤経の順に WR 1 から WR 158 までの数値シーケンスです。[ 48 ]
2001 年に編集された第 7 カタログとその付録では、同じ番号付けスキームが使用され、小文字の接尾辞を使用して新しい星がシーケンスに追加されました。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。 [ 20 ] [ 49 ] [ 50 ]
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ォルフ・ライエ星カタログが設立されました。2025年2月現在、709個の星が含まれています。[ 51 ]
物件 ウォルフ・ライエ星は、非常に質量の大きい星の進化における通常の段階であり、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 が観測されます。強い輝線のため、近くの銀河で識別できます。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ます。[ 20 ] [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ] この数は、銀河面 にあるこの種の天体を発見するために近赤外線で行われた測光および分光調査の結果、ここ数年で劇的に変化しました。[ 60 ] 局所銀河群 の残りの銀河には 1,000 個未満の WR 星が存在すると予想されており、マゼラン雲 には約 166 個、[ 43 ] さんかく座銀河 には 206 個、[ 61 ] アンドロメダ銀河 には 154 個が知られています。[ 62 ]
局所銀河群の外側では、銀河全体の調査により、さらに数千個のWR星と候補が発見されている。例えば、M101銀河群 では、21等級から25等級までの1000個以上のWR星候補が検出されており[ 63 ] [ 64 ] 。これらの星は、そ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 銀河に特に多く存在すると予想されている[ 65 ]
これらの特徴的な輝線は、非常に高温の恒星光球を 取り囲む広範囲に広がる高密度の高速風領域で形成され、この風領域では紫外線 が大量に放出され、輝線形成風領域で蛍光を発する。[ 16 ] この放出過程により、まず水素のCNOサイクル 燃焼による窒素に富む生成物（WN型星）が、次にヘリウム燃焼 による炭素に富む層（WC型星およびWO型星）が順次露出する。[ 13 ]
WNh 星は、水素を持たない WN 星とは全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、質量がはるかに大きく、サイズもはるかに大きく、既知の星の中で最も明るい星のいくつかです。マゼラン雲では、WN5h という初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、依然として中心部でのCNO サイクル 融合の産物ですが、中心部のヘリウム融合中に外層が失われた後ではなく、中心部の水素燃焼段階にある間に回転と対流の混合によって最も質量の大きい星の表面に現れます。[ 15 ]
炭素系列のウォルフ・ライエ星（「WC」）の中には、特に最新型のものは、塵を生成することで注目されるものがある。通常、これは 連星系 に属する星で、ペアを形成する恒星風 の衝突の産物として起こる[ 20 ] 。有名な連星WR 104 の場合がそうである。しかし、このプロセスは単独の星でも起こる[ 16 ] 。
惑星状星雲 の中心星のうち、質量がはるかに小さい（典型的には約0.6太陽質量 ） にもかかわらず、わずか（およそ10%）は観測上WR型である。つまり、ヘリウム、炭素、酸素からの幅広い輝線スペクトルを示す。 [WR]と表記されるこれらの星は、進化した低質量星から派生したはるかに古い天体であり、WRクラスの大部分を占める非常に若い非常に質量のI 型星ではなく、白色矮星と密接に関連している。 [ 69 ] [ 28 ]
ウォルフ・ライエ星の数と特性は、その前駆星の化学組成によって変化する。この違いの主な要因は、金属量レベルによる質量損失率の違いである。金属量が高いほど質量損失率が高くなり、それが大質量星の進化とウォルフ・ライエ星の特性に影響を与える。質量損失率が高いと、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、質量が大きい赤色超巨星は超新星爆発を起こす前に高温に戻り、最も質量が大きい星は赤色超巨星にはならない。ウォルフ・ライエ星の段階では、質量損失率が高いほど対流核の外側の層の枯渇が強くなり、表面の水素存在量が低下し、ヘリウムの剥離が速くなり、WCスペクトルが生成される。
これらの傾向は、局所銀河群のさまざまな銀河で観察され、金属量は天の川銀河では太陽に近いレベルから、M31ではやや低く、大マゼラン雲ではさらに低く、小マゼラン雲でははるかに低いレベルまで変化します。個々の銀河間では金属量に大きな変動が見られ、M33と天の川銀河は中心に近いほど金属量が高く、M31はハローよりも円盤の方が金属量が高くなっています。したがって、SMCは恒星形成率に比べてWR星が少なく、WC星は全くない（1つの星はWOスペクトル型）ことがわかります。天の川銀河はWN星とWC星がほぼ同数で、WR星の総数は多く、他の主要な銀河はWR星がやや少なく、WC型よりもWN型が多くなっています。LMC、特にSMCのウォルフ・ライエ星は、放射が弱く、大気中の水素分率が高い傾向があります。 SMCのWR星は、最も初期のスペクトル型であっても、弱い恒星風が光球を完全に覆い隠さないため、ほぼ例外なく水素線や吸収線を示します。[ 70 ]
赤色超巨星段階を経て再びWNL星へと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段階は、太陽に近い金属量で初期質量が25 M☉以上 、大マゼラン雲では 60 M☉以上の星でのみ到達する。通常の単独星の進化で は、小マゼラン雲の金属量で は WNEまたはWC星は生成されないと予想される。[ 71 ]
回転 巨大な水素豊富なWR 122を取り巻くガス円盤の想像図 質量損失は恒星の自転速度に影響され、特に金属量が低い場合はその影響が顕著です。高速回転は、中心部の核融合生成物を恒星全体に拡散させ、表面における重元素の存在量を増加させ、質量損失を促進します。高速回転は、低速回転の恒星よりも主系列星としての期間を長くし、赤色超巨星段階からの進化を加速させ、質量が非常に大きい場合、金属量が高い場合、あるいは自転速度が非常に速い場合は、主系列星から直接高温へと進化することさえあります。
恒星の質量 損失は角運動量の損失を引き起こし、これにより大質量星の自転は急速に減速する。太陽に近い金属量を持つ非常に大質量の星は、主系列星である間はほぼ停止状態になるはずであるが、SMCの金属量では、観測された最大の質量であっても高速回転を続けることができる。大質量星の高速回転は、SMCのWR星の予想外の特性や数、例えば比較的高い温度や光度などを説明できるかもしれない。[ 70 ]
バイナリ 連星系にある大質量星は、恒星風による固有の質量損失ではなく、伴星による剥ぎ取りによってウォルフ・ライエ星に進化する可能性がある。この過程は個々の星の金属量や自転に比較的影響を受けにくく、局所銀河群全体にわたって一貫したウォルフ・ライエ星群を生成すると予想される。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、したがって連星系で観測されるウォルフ・ライエ星の数は、低金属量環境では高くなるはずである。計算によると、SMCで観測されるウォルフ・ライエ星の連星系の割合は98%にも達するはずであるが、実際に大質量伴星を持つと観測されるのは半分以下である。天の川銀河における連星系の割合は約20%で、理論計算と一致している。[ 72 ]
星雲 AB7は、 マゼラン雲の 中で最も高い励起状態を示す星雲の一つである。WR星のかなりの割合は、通常の巨大な星形成領域に関連する背景星雲ではなく、また後期AGB 星によって形成された惑星状星雲 でもなく、星に直接関連する星雲に囲まれています。星雲はさまざまな形態を示し、分類は困難でした。多くは当初惑星状星雲としてカタログ化されており、低質量後期AGB星の周りの惑星状星雲と、より質量の大きい中心ヘリウム燃焼星の周りの同様の形状の星雲を区別するには、慎重な多波長研究が必要になる場合があります。[ 71 ] [ 73 ]
ウォルフ・ライエ銀河は、ウォルフ・ライエ星が十分に多く存在し、その特徴的な輝線スペクトルが銀河全体のスペクトルに現れるタイプのスターバースト銀河です。 [ 74 ] 特に、468.6 nmのHe II 線と近傍のスペクトル線による広輝線がウォルフ・ライエ銀河の特徴です。ウォルフ・ライエ星の寿命が比較的短いということは、こ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ことを意味します。そうでなければ、ウォルフ・ライエ星の輝線は他の多数の明るい星によってかき消されてしまうでしょう。[ 75 ]
進化 WR星の形成、発達、そして死に関する理論は、それほど極端ではない恒星進化 の説明に比べて形成が遅れている。WR星は稀で、遠く離れており、しばしば隠されているため、21世紀に入ってもなお、その生涯の多くの側面が不明瞭なままである。
歴史 ウォルフ・ライエ星は19世紀以来、特異で特徴的な星のクラスとして明確に認識されてきたが、[ 76 ] [ 77 ]
1960 年頃までに、CSPNe と大質量で光度の高い古典的な WR 星との区別がより明確になった。研究により、それらは広範囲の周星物質に囲まれた小さくて密度の高い星であることが示されたが、その物質が星から放出されたのか、星に収縮して付着したのかはまだ明らかではなかった。[ 78 ] [ 79 ] [ 80 ] [ 81 ] [ 82 ]
1980年代までに、WR星は大質量OB星の子孫として受け入れられるようになったが、主系列星や他の進化段階にある大質量星との正確な進化段階はまだ不明であった。[ 83 ] [ 84 ] Ib型超新星の可能性のある前駆星として提案されていた。[ 83 ]
21世紀初頭までに、WR星は、中心部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核を残した大質量星であると広く受け入れられるようになった。[ 85 ] [ 86 ]
現行モデル WR 31a は、星の初期段階で放出された物質に強力な恒星風 が衝突してできた青い泡に囲まれています（ESA/ハッブルおよびNASA提供、謝辞：ジュディ・シュミット）。WR星のほとんど、古典的な種族I型は、最も質量の大きい恒星の進化における自然な段階であると現在理解されています（あまり一般的ではない惑星状星雲の中心星は除く）。これは、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起こります。質量の小さい赤色超巨星のみがこの段階で超新星爆発を起こすと予想され、質量の大きい赤色超巨星は大気を放出しながらより高温に戻ります。黄色超巨星またはLBV段階で爆発するものもありますが、多くはウォルフ・ライエ星になります。[ 87 ] [ 87 ]
大質量主系列星は、CNO過程によって水素を非常に急速に核融合させる高温の核を形成し、星全体に強い対流を引き起こします。これにより、ヘリウムが表面に混ざり込みますが、この過程は自転によって促進され、おそらくは核が表面よりも速く回転する差動回転 によって促進されます。このような星は、CNOサイクルによる炭素と窒素の比率の変化によって、非常に若い年齢で表面の窒素濃度が上昇します。大気中の重元素濃度の上昇と光度の増加は、輝線スペクトルの源となる強い恒星風を生み出します。これらの星は、Ofスペクトル、十分に高温であればOf*スペクトルを発達させ、恒星風がさらに強くなるとWNhスペクトルへと変化します。これは、核で水素を燃焼し続け、初期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を説明しています。これらは中心部の水素が枯渇するにつれて、最終的には青色超巨星（LBV？）へと膨張するか、あるいは混合が十分に効率的であれば（例えば高速回転によって）、水素を持たずに直接WN型星へと進化する可能性がある。
WR星は白色矮星に衰退するのではなく、激しい最期を迎える可能性が高い。したがって、初期質量が太陽の約9倍を超える星はすべて、必然的に超新星爆発を起こす（直接崩壊を除く[ 88 ] [ 28 ] [ 87 ] [ 89 ]
WR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ません。WO型星は極めてまれで、既知の例はすべて、比較的よく見られるWC星よりも明るく質量も大きいです。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か、[ 16 ] ヘリウム燃焼 段階に対応し、WO段階はそれ以降の核燃焼段階に対応すると示唆されています。WOスペクトルが非常に高い温度での電離効果のみの結果なのか、実際の化学組成の差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す。[ 87 ] [ 90 ] [ 91 ] [ 92 ]
鍵：
O：O型主系列星 内容：窒素とヘリウムの発光を示す進化したO型 BSG:青色の超巨星 RSG：赤色超巨星 YHG：黄色超巨星 LBV：発光青色変光 WNH: WNと水素線 WNL：WN型ウォルフ・ライエ星の「後期型」（WN6～WN11程度） WNE：「初期」WN型ウォルフ・ライエ星（WN2～WN6程度） WN/WC：遷移型（WNからWCへ移行中）のウォルフ・ライエ星（WN#/WCEまたはWC#/WNの場合もある） WC：WCクラスのウォルフ・ライエスター WO：WO型ウォルフ・ライエ星 ウォルフ・ライエ星は質量が大きい星から形成されますが、進化した種族Iの星は、ウォルフ・ライエ星の外観を示すまでに初期質量の半分以上を失っています。たとえば、γ 2 Velorum Aは 現在太陽の約9倍の質量を持っていますが、少なくとも太陽の40倍の質量で始まりました。[ 93 ]
分光学的には似ているものの、実際には大気を放出し始めたばかりの進化の度合いがはるかに低いWNh星は例外であり、初期質量の大部分をまだ保持している。現在知られている最も質量の大きい星は すべてO型主系列星ではなくWNh星である。これは、そのような星は形成後数千年経ってから表面にヘリウムと窒素が現れるため、周囲のガス雲を通して見えるようになる前に現れる可能性があるという予想通りの状況である。別の説明としては、これらの星は非常に質量が大きいため、通常の主系列星として形成されず、より極端でない星の合体の結果であるというものがある。[ 94 ]
観測されたウォルフ・ライエ星の数と種類を単独星の進化でモデル化することの難しさから、ウォルフ・ライエ星は連星相互作用によって形成され、質量交換によって星の外層の喪失が加速されるという理論が提唱されている。WR 122 はその可能性のある例で、星の周囲を約 2 兆マイルの平らなガスの円盤が取り囲んでおり、外層を剥ぎ取った伴星が存在する可能性がある。[ 95 ]
超新星 Ib型およびIc型超新星の多くの前駆星はWR星であると広く推測されているが、そのような前駆星の決定的な特定はまだなされていない。
Ib型超新星はスペクトルに水素線を欠いている。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を欠いている。このような超新星の起源として考えられるのは、それぞれ外層に水素を欠いている、あるいは水素とヘリウムの両方を欠いている大質量星である。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群ではヘリウムも著しく枯渇している。WR星は鉄の核を生成したときに中心核崩壊を起こすと予想されており、その結果生じる超新星爆発はIb型またはIc型となる。場合によっては、中心核がブラックホールに直接崩壊しても目に見える爆発は起こらない可能性がある。[ 96 ]
WR星は高温のため非常に明るいが、視覚的には明るくなく、特に超新星の起源となる星の大部分を占めると予想される最も高温のものはそうである。理論によれば、これまでに観測されたIbc型超新星の起源となる星は検出できるほど明るくはないが、これらの起源となる星の特性に制約を与えている。[ 91 ] 超新星iPTF13bvn の位置で消滅した可能性のある起源星は単独のWR星である可能性があるが、[ 97 ] [ 98 ] [ 99 ] SN 2017ein のみであり、起源となる星が単独の質量の大きいWR星なのか連星系なのかはやはり不明である。[ 100 ]
2022年、グラン・テレスコピオ・カナリアスの天文学者たちは、ウォルフ・ライエ星の初の超新星爆発を報告した。SN 2019hgpはIcn型の超新星であり、 ネオン 元素が検出された最初の超新星でもある。[ 101 ] [ 102 ]
例 ウォルフ・ライエ星の中で最も目立つ例はγ 2 Velorum (WR 11) で、北緯40度以南の 地域 では肉眼で見える明るい星ですが、光の大部分はO7.5型の巨星伴星から来ています。スペクトルが特異な性質（暗い吸収線 の代わりに明るい輝線 ）を持つため、「南天のスペクトル宝石」と呼ばれています。6等級より明るいウォルフ・ライエ星は他にθ Muscae (WR 48) のみで、2つのO型伴星を持つ三重星です。どちらもWC型星です。「ex」WR星WR 79a ( HR 6272 ) は6等級より明るいですが、現在は強い輝線を持つ特異なO8型超巨星と考えられています。次に明るいのは6.4等級のWR 22 で、WN7h型の主星を持つ大質量連星です。[ 20 ]
現在知られている中で最も質量が大きく、最も明るい恒星であるR136a1 は、中心部で水素核融合を続けているWNh型のウォルフ・ライエ星です。このタイプの恒星は、最も明るく質量 が大きい 恒星の多くを含み、非常に若い恒星で、通常は最も密度の高い星団の中心部にのみ存在します。VFTS 682 のような暴走WNh星は、時折、このような星団の外側で発見されることがあり、おそらく多重星系から放出されたか、他の恒星との相互作用によって放出されたと考えられます。
ウォルフ・ライエ連星を含む三重星系の一例として、アペプ が挙げられる。アペプは、極めて強い恒星風によって大量の炭素塵を放出する。二つの星が互いの周りを公転するにつれて、塵は煤けた輝く尾となって巻き付く。
最も高温な非縮退星 （最も高温なごく少数）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、21万Kにも達すると考えられています。次いでWR 142 が約20万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、現時点ではその温度は不明です。
HD 184738は 、キャンベル星としても知られています。これは実際には惑星状星雲であり、中心星は、大質量ウォルフ・ライエ星の主流とは異なり、古い低質量星です。[ 103 ] HD 45166は 、既知の中で最も磁気の強い大質量星であり、既知の中で最初の磁気ウォルフ・ライエ星であるとされている。[ 104 ]
惑星状星雲のうちWR型中心星を持つものは少数派だが、よく知られている惑星状星雲のかなりの数がWR型中心星を持っている。
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外部リンク ウォルフ＝ライエの歪んだ物語 104 ペリー・ベルリンドによるウォルフ・ライエスペクトル分類に関するページ 銀河系ウォルフ・ライエ星のオンラインカタログ 巨大な古い星は孤独に死なない（NASA） 2013年10月30日にWayback Machine に アーカイブされました ハッブル宇宙望遠鏡がナスティ1を観測
