沃爾夫-拉葉星
分類

沃夫-瑞葉星的氫線通常很微弱或不存在，而是依據光譜中的氦、氮、碳、矽、和氧等強烈的寬發射線來分類。第一個分類系統將這些星分為以電離氮的譜線（N III、N IV、和N V）為主，和以電離碳的譜線（C III和C IV）和有時有氧（O III – O VI）的譜線，分成WN和WC兩種類型。 WN和WC這兩大類再依據氦的541.1和587.5奈米的相對強度，進一步分為溫度序列的WN5-WN8和WC6-WC8。沃夫-瑞葉星的發射線通常具有擴大的吸收翼（天鵝座P輪廓），而建議是有星際物質環繞著。也從WC序列分離出更熱恆星的WO序列，雖然碳和氧的佔比的實際比例是可以比較的，但電離氧的譜線卻主導了光譜。WC和WO的光譜依據C III的發射線存在與否來正式區分。WC的光譜通常也缺乏在WO中很強的O VI譜線。
WN光譜序列根據N III的463.4–464.1 奈米和 531.4 奈米、N IV的347.9–348.4 奈米和405.8 奈米、和N V的460.3 奈米、461.9 奈米、和493.3–494.4 奈米，定義擴展成WN2-WN9。這些譜線和強且可變的氦發現線區域有很好的分離，並且譜線的強度與溫度密切相關。WN和Ofpe具有中間體光譜的恆星被歸類為WN10和WN11，然而這樣的分類並沒有被普遍的接受。
WN1型建議用於暨不是N IV，也不是N V的譜線，以容納似乎介於WN2和WN2.5之間的布雷1（Brey 1）和布雷66（Brey 66）。後來，對每個WN的子類相對應的譜線寬度和強度進行量化，氦的541.1奈米和587.5奈米線被引入做為電離化的基準和光譜子類的主要指標，就不再需要WN1，而布雷1和布雷66現在都歸類為WN3b。有些誨澀的WN2.5和WN4.5 類也被刪除。
| 光譜型 | 原始標準 | 更新的條件 | 其他特徵 |
| --- | --- | --- | --- |
| WN2 | N V微弱或不存在 | 缺乏 N V和N IV | 強He II，沒有He I |
| WN2.5 | 呈現  V，缺乏N IV | 過時的類型 |  |
| WN3 | N IV ≪ N V，N III微弱或不存在 | He II/He I > 10， He II/C IV > 5 | 特殊的配置，不可預知N V強度 |
| WN4 | N IV ≈ N V, N III微弱或不存在 | 4 < He II/He I < 10, N V/N III > 2 | 呈現C IV |
| WN4.5 | N IV > N V, N III微弱或不存在 | 過時的類型 |  |
| WN5 | N III ≈ N IV ≈ N V | 1.25 < He II/He I < 8, 0.5 < N V/N III < 2 | N IV或C IV > He I |
| WN6 | N III ≈ N IV, N V微弱 | 1.25 < He II/He I < 8, 0.2 < N V/N III < 0.5 | C IV ≈ He I |
| WN7 | N III > N IV | 0.65 < He II/He I < 1.25 | 微弱的天鵝座P輪廓He I，He II > N III，C IV > He I |
| WN8 | N III ≫ N IV | He II/He I < 0.65 | 強烈的天鵝座P輪廓He I，He II ≈ N III，C IV微弱 |
| WN9 | N III > N II，缺乏N IV absent | N III > N II，缺乏N IV | 天鵝座P輪廓He I |
| WN10 | N III ≈ N II | N III ≈ N II | 巴耳末系，天鵝座P輪廓He I |
| WN11 | N III微弱或缺乏，呈現N II | N III ≈ He II，N III微弱或缺乏 | 巴耳末系，天鵝座P輪廓He I，呈現Fe III |
儘管一些較舊的論文只使用WC1-WC3，WC序列的光譜類型已經擴充至WC4-WC11。用於區分WC型光譜子類的主要發射線是C II的426.7 奈米、C III的569.6 奈米、C III/IV的465.0 奈米、C IV的580.1–581.2 奈米、和O V（和O III）混合的557.2–559.8 奈米的譜線。此序列擴展至WC10和WC11子類的標準主要基於碳線的相對強度進行量化，即使碳和氧之間的豐度有所變化，也可以依賴電離係數。
| 光譜型 | 原始標準 | 量化標準> 主要 | 量化標準> 次要 | 其他特徵 |
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| WC4 | C IV強烈，C II微弱， O V溫和 | C IV/C III > 32 | O V/C III > 2.5 | O VI微弱或缺乏 |
| WC5 | C III ≪ C IV，C III < O V | 12.5 < C IV/C III < 32 | 0.4 < C III/O V < 3 | O VI微弱或缺乏 |
| WC6 | C III ≪ C IV， C III > O V | 4 < C IV/C III < 12.5 | 1 < C III/O V < 5 | O VI微弱或缺乏 |
| WC7 | C III < C IV， C III ≫ O V | 1.25 < C IV/C III < 4 | C III/O V > 1.25 | O VI微弱或缺乏 |
| WC8 | C III > C IV，缺乏C II, O V微弱或缺乏 | 0.5 < C IV/C III < 1.25 | C IV/C II > 10 | He II/He I > 1.25 |
| WC9 | C III > C IV，缺乏C II, O V微弱或缺乏 | 0.2 < C IV/C III < 0.5 | 0.6 < C IV/C II < 10 | 0.15 < He II/He I < 1.25 |
| WC10 |  | 0.06 < C IV/C III < 0.15 | 0.03 < C IV/C II < 0.6 | He II/He I < 0.15 |
| WC11 |  | C IV/C III < 0.06 | C IV/C II < 0.03 | 缺乏He II |
WO型的恆星主要依據C IV的580.1 奈米、O IV的340.0 奈米、O V（和 O III）混合557.2–559.8 奈米、O VI的381.1–383.4 奈米、O VII的567.0 奈米、和 O VIII在606.8 奈米譜線來分類。這個序列並基於O VI/C IV和O VI/O V線的相對強度，擴展至包括WO5。後來設計用於使傳統的沃夫-瑞葉星和行星狀星雲中心星一致，返回到WO1至WO4序列，並調整了分區。
| 光譜型 | 原始標準 | 量化標準> 主要 | 量化標準> 次要 | 其他特徵 |
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| WO1 | O VII ≥ O V，缺乏O VIII | O VI/O V > 12.5 | O VI/C IV > 1.5 | O VII ≥ O V |
| WO2 | O VII < O V， C IV < O VI | 4 < O VI/O V < 12.5 | O VI/C IV > 1.5 | O VII ≤ O V |
| WO3 | O VII微弱或缺乏，C IV ≈ O VI | 1.8 < O VI/O V < 4 | 0.1 < O VI/C IV < 1.5 | O VII ≪ O V |
| WO4 | C IV ≫ O VI | 0.5 < O VI/O V < 1.8 | 0.03 < O VI/C IV < 0.1 | O VII ≪ O V |
對沃夫-瑞葉星的詳細研究，可以識別出其它的光譜特徵，並在主要光譜型加上後綴字來表示：
h有氫的發射線
ha 有氫的發射和吸收線
w有微弱的譜線
s 有強烈的譜線
b 有寬的強譜線
d 用於灰塵（對可變、週期性、或偶發性的分別使用vd、pd或ed來標示）。
沃夫-瑞葉星光譜的分類由於密集的恆星與星雲、塵埃雲或聯星等的關聯性而變得複雜。"+OB"的後綴用於指示光譜中可能有更正常的伴星，或"+abs"的未知來源的吸收線存在於光譜中。
更熱的WR光譜的子類與其它的光譜類型一致，也被描述為早期和較冷的。WNE和WCE是指早期型的光譜，而WNL和WCL是指晚期型的光譜，分界線大約在6或7；對WO型星則沒有這樣的區分。WNE型有很強的氫貧性傾向，而WNL型的光譜通常包含氫線。
行星狀星雲中心星的光譜類型通過用方括號的包圍來呈現（例如[WC4]）。他們幾乎都是WC序列以及已知是碳序列熱延伸的[WO]星；最近才發現也有少量的[WN]和[WCWN]型


。它們形成的機制尚不清楚。
相較於第一星族星的沃夫-瑞葉星，行星狀星雲中心星的溫度往往很極端，所以常見的是[WC2]和[WC3]，而序列已經擴展到[WC12]。[WC11]和[WC12]型具有獨特的窄發射線光譜，沒有He II和 C IV的譜線。
觀察到某些超新星在峰值亮度之前顯示沃夫-瑞葉星的光譜。這一點是由於超新星的性質：一個快速膨脹的氦富彈射，極端類似於沃夫-瑞葉星的恆星風。 沃夫-瑞葉星的光譜特徵僅持續數小時，最大的電離特性消退，只留下若中性氫和氦的發射，然後就被傳統的超新星光譜所取代。建議用"X"來標記這類型的光譜，例如XWN5(h)。同樣的，新星發展的光譜，也有類似沃夫-瑞葉星的寬發射譜代的組成。這是由相同的物理機制造成：在極熱的中心源周圍快速膨脹的緻密氣體。