沃爾夫－拉葉星

温度與O和B型星(見恆星光譜分類)相近的一類特殊星﹐ ^[1]  因法國學者R.沃爾夫和拉葉於1867年最先發現而得名﹐簡稱WR星或W星。這類星為數不多﹐截至1971年為止﹐在銀河系中共發現127顆。在大麥哲倫雲中有 58顆﹐小麥哲倫雲中有2顆﹐M33中有25顆。

在赫羅圖上沃爾夫—拉葉星位於光度上邊界以內的區域。在大質量恆星的赫羅圖中，存在一個明顯的光度上邊界，在這個光度上邊界以上的區域沒有恆星分佈，而在光度邊界以下的區域才有恆星分佈。這個光度上邊界在O型星範圍為最高，隨着恆星有效温度的降低，這個邊界值也下降，進入冷巨星區域後這個邊界值維持恆定不變。大質量恆星存在一個光度上邊界主要是因為它們會以超星風形式損失質量，使得其光度不會越過光度上邊界以上，同時質量的減少也延長了大質量恆星在主序上停留的時間，使得其主序帶變寬了。

沃爾夫-拉葉星是恆星演化過程中的正常階段，發射光譜中有強和寬闊的WN系列（顯示氦和氮的光譜線系）及WC系列（顯示氦、碳和氧的光譜線系）。憑着強勁的光譜線，鄰近星系裏的沃爾夫-拉葉星都能夠被確認出來。

銀河系內大約有150顆沃爾夫-拉葉星，大麥哲倫雲擁有大概100顆﹐而小麥哲倫雲只有12顆被確認出來。一些（銀河系內約佔10%）行星狀星雲的核心恆星都屬沃爾夫-拉葉型，雖然它們因拋出氣殼而大大減少了質量，但從寬闊的氦、碳和氧的發射光譜線仍然可以辨別出它們是WR型。

沃爾夫-拉葉星有可能進化至一顆塌縮星（Collapsar）的階段，此種恆星會直接塌縮成黑洞，吞噬附近的物質。這被認為是長期伽馬射線暴的先兆!

沃爾夫一拉葉星有強連續譜和強而寬的中性氦、電離氦及各次電離碳、氮、氧的發射線，氫發射線很弱，有些發射線的紫端彳r吸收線。從發射線的輪廓和寬度，可知有物質以每秒1,000～2,000公里的速度不斷從星體流出，有時甚至高達每秒3,500公里，並在星體周圍形成運動着的延伸包層(見恆星大氣)，恆星風導致的質量損失率在10^-5倍至10^-4倍太陽質量/年不等，絕對星等-4等左右。在可見光波段，大多數WR型光譜可分為氮序和碳序。氮序光譜中電離氮線佔優勢，記為wN；碳序光譜以電離碳和氧線為主，記為WCI但兩序均有強的氦線。有些星兼有氮和碳線，記為WN―C。在大氣外進行的紫外觀測也發現，原來被劃入WC序的船帆座72星，卻具有WN序所特有的三次電離氮的強紫外發射線。這些都表明WN序和WC序的劃分是不嚴格的。看來，這兩序光譜的差別，不完全是由於C、N、O的含量不同，而和恆星大，氣中的物理條件有關。很多WR星與0、B型星成協，這説明WR星是年輕的恆星。另外，由譜線強度的測量求得，WR星大氣中氦一氫含量比超過正常星的幾十倍，説明大部分氫已轉變成氦，因此WR星看來已經歷了氫燃燒階段，進入了恆星演化的晚期。這一結論與WR星是年輕星的結論並不矛盾，因為從若干包含WR星的雙星的研究得知，WR星的質量約為10個太陽質量。考慮到質量損失，這種星的初始質量應在20個太陽質量以上。這種大質l建星演化很快，因此，它們雖然已度過大半生，但絕對年齡還是年輕的。 ^[4] 

很多WR星與O﹑B型星成協﹐這説明WR星是年輕的恆星。另外﹐由譜線強度的測量求得﹐WR星大氣中氦－氫含量比超過正常星的幾十倍﹐説明大部分氫已轉變成氦﹐因此WR星看來已經歷了氫燃燒階段﹐進入了恆星演化的晚期。這一結論與WR星是年輕星的結論並不矛盾﹐因為從若干包含WR星的雙星的研究得知﹐WR星的質量約為10個太陽質量。考慮到質量損失﹐這種星的初始質量應在20個太陽質量以上。這種大質量星演化很快﹐質量損失很大，每年喪失質量約為0.00001個太陽的質量。其壽命較短，大約在幾十萬年到幾百萬年，是年老的不穩定恆星。但絕對年齡還是年輕的。

發現的沃爾夫-拉葉星50%以上為雙星系統，如天鷹座WR120，2023年3月，美國國家航空航天局(NASA)發佈了由韋伯太空望遠鏡拍攝到的沃爾夫-拉葉星(Wolf-Rayet)124。 ^[5]