ウォルフ・ライエ星
似たような表面温度を持つO型星とウォルフ・ライエ星との区別は、電離されたヘリウム、窒素、炭素、酸素の強い輝線があるかどうかにかかっているが、スペクトルの特徴が中間的であったり、紛らわしかったりする星も数多くある。例えば、高光度のO型星ではヘリウムや窒素の輝線が見られるのに対して、一部のウォルフ・ライエ星では水素の輝線や弱い輝線、さらには吸収成分が見られるものもある。これらの星には、O3 If/WN6のようなスペクトル型が与えられ、「Slash star」と呼ばれている。
O型の超巨星は、ヘリウムや窒素の輝線や吸収線の輝線成分を発生させることがある。これらは、この型の星に特有のスペクトル特異性を表す接尾辞で示される。
f は N iii と He ii の輝線を持つ
f は N と He の輝線を持ち、N iv が N iii よりも強い。
f は N と He に加えて、Si iv の輝線を持つ
()は、輝線ではなく He ii の吸収線を持つ (例 (f))
(()) は、He ii の強い吸収線と、N iii の薄い輝線を持つ(例 ((f))
これらの接尾辞は、pやaなどの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る。
水素を持たない晩期型WN星や、WN5のように水素を持つWN星も存在するが、以前はまとめてWNL星と呼ばれていた。スペクトルに水素線を持つ晩期型のWN星は水素を持たないウォルフ・ライエ星とは異なる進化のステージにあるとする理解が進んだことから、これらの星を一般のWN星と区別するためにWNh型という用語が導入された。現在知られている質量の大きな恒星の多くがWNh型星であり、例えばR136a1やNGC 3603-A1などにはスペクトルに水素の線が見られる。このことは、これらの恒星がウォルフ・ライエ星としての性質を持ちながらも、水素の外層が存在する比較的若い星であることを示唆している。このような若いWN型ウォルフ・ライエ星には、典型的なWN型と区別するためにWNh型という分類が用いられる。
ウォルフ・ライエ星が非常に若く、非常に珍しい星であることは認識されていたが、それら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脱しているのかはまだ議論の余地があった。
1980年代までに、ウォルフ・ライエ星は大質量のOB星が進化した姿として受け入れられたが、主系列や他の進化した大質量星との関係での正確な進化の状態はまだ不明であった。 大質量連星にウォルフ・ライエ星が多く存在し、その水素の欠乏は重力的に剥離されたものであるとする説は、ほとんど無視されたり、放棄されたりしていた。ウォルフ・ライエ星は超新星、特に新しく発見された、水素を欠くが若い大質量星と関連している可能性がありそうな、Ib型超新星の前駆天体ではないかと提案されていた。
21世紀に入る頃には、ウォルフ・ライエ星は、核の水素を使い果たし、主系列から離れ、恒星大気の大部分を放出し、ヘリウムの小さな熱い核と重い核融合生成物を残した大質量星として大方受け入れられるようになった。