ウォルフ・ライエ星
ウォルフ・ライエ星は、白色矮星へと衰えていくのではなく、より激しい結末を迎える可能性が高い。そのため、初期の質量が太陽の9倍以上ある星は、必然的に超新星爆発を起こすこととなり、その多くはウォルフ・ライエ星の段階で起こる。
ウォルフ・ライエ星が低温から高温に進化し、最終的にWO星となる、という単純な進化の流れは、観測結果から支持されていない。WO星は非常に珍しい存在で、一般的なWC星よりも光度も質量も比較的大きいことが知られている。他の説明として、WO星は最大級の大質量星からのみ形成される、あるいはWC期のヘリウムコア燃焼に対してWO期はそれ以降の元素核融合に相当し、爆発するまでに数千年という非常に短い終末期の段階にある、あるいはそれら両方である、などが出されている。WO型スペクトルが純粋に高温での電離効果の結果なのか、実際の化学組成の違いを反映しているのか、程度の差はあれど両方の効果が生じているのか、未だ明らかになっていない。
略称の解説:
O: O型主系列星
Of: 窒素とヘリウムの輝線を見せる進化したO型星
BSG: 青色超巨星
RSG: 赤色超巨星
YHG: 黄色極超巨星
LBV: 高光度青色変光星
WNh: 水素の輝線を持つWN星
WNL: 晩期 WN型ウォルフ・ライエ星(およそWN6 - WN9)
WNE: 早期 WN型ウォルフ・ライエ星 (およそWN2 - WN6)
WC: WC型ウォルフ・ライエ星
WO: WO型ウォルフ・ライエ星
ウォルフ・ライエ星は大質量星から形成されるが、ウォルフ・ライエ星としての姿を見せるまでの間に、進化した種族Iの星は初期質量の半分以上を失う。