ウォルフ・ライエ星
ウォルフ・ライエ星は、超大質量星の進化の正常な段階であり、ヘリウムと窒素(WN系列)、炭素(WC系列)、酸素(WO系列)の強く幅の広い輝線が見られる。その強い輝線のため、近傍の銀河でも確認することができる。我々の天の川銀河には約500個のウォルフ・ライエ星がカタログ化されている。銀河平面上にあるこの種の天体の発見に特化した近赤外線での光学的・分光学的サーベイの結果、2010年代にこの数は劇的に増加している。局所銀河群の他の銀河では、大小マゼラン雲で166個、さんかく座銀河で206個、アンドロメダ銀河で154個と、合計1,000個に満たないと予想されている。局所銀河群以外の銀河では、全銀河のサーベイによって数千個のウォルフ・ライエ星やその候補天体が見つかっている。例えば、M101では、21等から25等の範囲で1,000個以上のウォルフ・ライエ星が検出されている。ウォルフ・ライエ星は、特にスターバースト銀河やウォルフ・ライエ銀河に多いと考えられている。
この特徴的な輝線は、非常に高温の光球を包んでいる高密度で高速の恒星風領域で形成される。この領域では溢れるように紫外線が生じ、輝線形成風域に蛍光を発生させる。この放出過程では、最初にCNOサイクルで水素が燃焼して生じる窒素に富んだ生成物(WN型)、次いでヘリウム燃焼で生じる炭素に富んだ層(WC型やWO型)が、次々と露わにされていく。
惑星状星雲の中心星 (CSPNe) のスペクトル型は、角括弧で囲んで示す (例: [WC4] )。これらはほとんどがWC系列で、既知の[WO]星は、炭素系列のホットな延長線上にある。また、最近発見されたばかりの[WN]型や[WC/WN]型も少数ながら存在する。これらの星の形成メカニズムはまだ明らかになっていない。CSPNe の表面温度は、種族IのWR星に比べて両極端な傾向があるため、[WC2]や[WC3]がよく見られる一方で、その系列は[WC12]にまで拡張されている。[WC11]と[WC12]は輝線が細く、He IIとC IV線がない特徴的なスペクトルを持っている。
ピーク光度を迎える前に観測された超新星の中には、WRスペクトルを示すものがある。これは、超新星爆発によって生じる、急速に膨張するヘリウムリッチな放出物が、極端なウォルフ・ライエ星の恒星風とよく似ていることによるものである。WRスペクトル的な特徴は数時間しか続かず、高電離の状態は光度最大になるとフェードアウトし、弱い中性水素とヘリウムの輝線だけが残り、伝統的な超新星スペクトルに置き換わる。これらのスペクトルには、"XWN5(h)" のように "X "のラベルを付けることが提案されている。古典新星もまた、ウォルフ・ライエ星のような広い輝線帯からなるスペクトルを形成する。これは超新星と同じ物理的メカニズム、すなわち、非常に高温の中心天体の周りで密度の高いガスが急激に膨張することによって引き起こされている。