ウォルフ・ライエ星
ウォルフ・ライエ星は、そのスペクトルにヘリウム、窒素、炭素、ケイ素、酸素の強く幅の広い輝線が含まれること、および水素の輝線が弱いか全く存在しないことに基づいて分類された。最初の分類法では、電離された窒素 (N III, N IV, N V) が支配的な輝線を持つ星と、電離された炭素 (C III, C IV) や酸素 (O III - O VI) が支配的な輝線を持つ星に分けられ、それぞれWN型とWC型と呼ばれた。WN型とWC型は、541.1nmのHe IIと587.5nmのHe I線の相対強度に基づいて、さらにWN5 - WN8とWC6 - WC8の温度系列に細分化された。電離された酸素の輝線が炭素の輝線より支配的となるような高温の星はWO型としてWC型と区別されているが、元素の構成に違いはないと見られている。正式には、WC型とWO型は、C IIIの輝線の有無で区別されている。また、一般的にWC型のスペクトルには、WO型のスペクトルに強く見られるO VI線がない。
同じスペクトル分類でも、高温のWRのサブクラスは「早期型 (early, E)」、低温のサブクラスは「晩期型 (late, L)」として表される。WNEとWCEは早期型のスペクトルを、WNLとWCLは晩期型のスペクトルを示しており、その境界線はおよそ6か7の辺りとされる。なお晩期型のWO型星は存在しない。WNE星は水素が少ない傾向が強く、WNL星のスペクトルには水素線が含まれていることが多い。
あるいは、電離レベルが異常に低く、水素があるWN星と考えることもできる。これらの星のスラッシュ表記は議論の的になっており、ウォルフ・ライエ星の窒素系列をWN10とWN11に拡張するという代替案もあった。別の著者はWNha表記を好んで使い、例えばWR 108はWN9haとした。最近の推奨は、447.1nmのHe i線が吸収線である場合は O8Iaf のようなO型スペクトルを使用し、線がP Cygniプロファイルを持っている場合には WN9h または WN9ha のWN型を使用することである。しかし、Ofpe/WNのスラッシュ表記やWN10、WN11の分類は現在でも広く使われている。
O型星とウォルフ・ライエ星の両方の特徴を含むスペクトルを持つ星の第三のグループが確認された。大マゼラン雲にある9つの星が、WN3とO3Vの両方の特徴を含むスペクトルを持っているが、連星系のようには見えない。小マゼラン雲にあるウォルフ・ライエ星の多くは、かなり初期のWNスペクトルと高い励起吸収スペクトルを持っている。これらは、典型的なWN星に繋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か、いずれかの可能性が示唆されている。