ดาววูล์ฟ-ไรเยต (Wolf-Rayet stars)หรือที่มักย่อว่าดาว WRเป็นกลุ่มดาวหา ยากที่มีความหลากหลายและมี สเปกตรัม ที่ผิดปกติ โดยแสดงเส้นการปล่อยแสงกว้างๆ ที่เด่นชัดของฮีเลียมไอออนและไนโตรเจนหรือคาร์บอน ไอออนสูง สเปกตรัมบ่งชี้ถึงการเพิ่มขึ้นของธาตุหนัก บนพื้นผิวอย่างมาก การลดลงของไฮโดรเจน และลมดาวฤกษ์ ที่รุนแรง อุณหภูมิพื้นผิวของดาววูล์ฟ-ไรเยตที่รู้จักกันมีตั้งแต่ 20,000 เคลวินถึงประมาณ 210,000 เคลวินซึ่งร้อนกว่าดาวฤกษ์ชนิดอื่นๆ เกือบทั้งหมด ก่อนหน้านี้พวกมันถูกเรียกว่าดาวประเภท Wโดยอ้างอิงจากการจำแนกประเภทสเปกตรัม ของพวก มัน  

ดาวฤกษ์วูล์ฟ-เรย์เยต แบบคลาสสิก (หรือแบบประชากร I ) คือ ดาวฤกษ์มวลมาก ที่วิวัฒนาการแล้วซึ่งสูญเสียไฮโดรเจน ชั้นนอกไปหมดแล้ว และกำลังหลอมรวมฮีเลียมหรือธาตุหนักกว่าในแกนกลาง ดาวฤกษ์ WR แบบประชากร I บางกลุ่มแสดงเส้นไฮโดรเจนในสเปกตรัมและเรียกว่าดาว WNh ดาวเหล่านี้เป็นดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีมวลมากอย่างยิ่งและยังคงหลอมรวมไฮโดรเจนในแกนกลาง โดยมีฮีเลียมและไนโตรเจนปรากฏอยู่ที่พื้นผิวเนื่องจากการผสมที่รุนแรงและการสูญเสียมวลจากรังสี กลุ่มดาวอีกกลุ่มหนึ่งที่มีสเปกตรัม WR คือดาวฤกษ์ใจกลางของเนบิวลาดาวเคราะห์ (CSPNe) ซึ่งเป็นดาวฤกษ์หลังกิ่งยักษ์แบบอะซิมโทติกที่คล้ายกับดวงอาทิตย์ขณะอยู่บนลำดับหลักแต่ตอนนี้ได้หยุดการหลอมรวมและสลัดชั้นบรรยากาศออกไป เผยให้เห็นแกนกลางคาร์บอน-ออกซิเจนที่เปลือยเปล่า

ดาวฤกษ์วูล์ฟ-เรย์เยตทั้งหมดเป็นวัตถุที่มีความสว่างสูงมากเนื่องจากอุณหภูมิสูง โดยมีค่าความสว่าง รวม ( bolometric luminosity) ( L☉ สำหรับเนบิวลา CSPNe หลายแสนL☉สำหรับดาวฤกษ์ WR ในกลุ่มประชากร I และหนึ่งล้านL☉สำหรับดาวฤกษ์ WNh แม้ว่าจะไม่สว่างมากนักเมื่อมองด้วยตาเปล่า เนื่องจากรังสีส่วน ใหญ่ ที่ปล่อยออกมาอยู่ในช่วงอัลตราไวโอเลต   

ระบบดาวγ  Velorumและθ  Muscae ที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ต่างก็มีดาวฤกษ์ประเภท Wolf-Rayet อยู่ภายใน และ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดสองดวง ที่รู้จักกัน คือBAT99-98และR136a1ใน กลุ่มดาว 30  Doradusก็เป็นดาวฤกษ์ประเภท Wolf-Rayet เช่นกัน

ในปี พ.ศ. 2410 โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ฟูโกต์  ขนาด 40 ซม. ที่หอดูดาวปารีสนักดาราศาสตร์ชาร์ลส์ วูล์ฟและจอร์จส์ รายเยต์^{[ 1 ]} ค้นพบดาวสามดวงในกลุ่มดาวหงส์ (HD 191765, HD 192103 และ HD 192641 ซึ่งปัจจุบันกำหนดให้เป็นWR 134 , WR 135และWR 137ตามลำดับ) ที่แสดงแถบการปล่อยแสงกว้างบนสเปกตรัมที่ต่อเนื่อง^{[ 2 ]} ดาวส่วนใหญ่จะแสดงเฉพาะเส้นหรือแถบ การดูดกลืนแสง ในสเปกตรัมของพวกมัน อันเป็นผลมาจากองค์ประกอบที่อยู่เหนือดาวดูดซับพลังงานแสงที่ความถี่เฉพาะ ดังนั้นดาวเหล่านี้จึงเป็นวัตถุที่ผิดปกติอย่างชัดเจน   

ลักษณะของแถบการปล่อยแสงในสเปกตรัมของดาวฤกษ์วูล์ฟ-เรย์เยตยังคงเป็นปริศนามาหลายทศวรรษอี.ซี.  พิคเกอริงตั้งทฤษฎีว่าเส้นเหล่านี้เกิดจากสถานะที่ผิดปกติของไฮโดรเจนและพบว่า "อนุกรมพิคเกอริง" ของเส้นเหล่านี้มีรูปแบบคล้ายกับอนุกรมบัลเมอร์เมื่อแทนที่ด้วยเลขควอนตัมครึ่งจำนวนเต็ม ต่อมาได้มีการแสดงให้เห็นว่าเส้นเหล่านี้เป็นผลมาจากการมีอยู่ของฮีเลียมซึ่งเป็นธาตุเคมีที่เพิ่งถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2411 ^{[ 3 ]} (พลังงานการเปลี่ยนผ่านสำหรับอิเล็กตรอนที่ตกลงสู่สถานะ n=4 รอบนิวเคลียสที่มีประจุ +2 นั้นค่อนข้างใกล้เคียงกับพลังงานของอิเล็กตรอนที่ตกลงสู่สถานะ n=2 รอบนิวเคลียสที่มีประจุ +1 แต่มีเส้นเพิ่มเติมสำหรับอิเล็กตรอนที่ตกลงมาจากสถานะที่มีค่า n เป็นเลขคี่ ซึ่งพลังงานของพวกมันสอดคล้องกับการเปลี่ยนผ่านจากสถานะ n/2 สมมุติในไฮโดรเจน^{[ 4 ]} ) พิคเกอริงสังเกตเห็นความคล้ายคลึงกันระหว่างสเปกตรัมของดาววูล์ฟ-เรย์เยตและสเปกตรัมของเนบิวลา และความคล้ายคลึงกันนี้ทำให้ได้ข้อสรุปว่าดาววูล์ฟ-เรย์เยตบางดวงหรือทั้งหมดเป็นดาวฤกษ์ศูนย์กลางของเนบิวลาดาวเคราะห์^{[ 5 ]}

ในปี พ.ศ. 2462 ความกว้างของแถบการปล่อยรังสีถูกระบุว่าเป็นผลมาจากการขยายตัวแบบดอปเปลอร์ดังนั้นก๊าซที่อยู่รอบดาวเหล่านี้จึงต้องเคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 300–2400  กม./วินาที ตามแนวสายตา ข้อสรุปก็คือ ดาววูล์ฟ-เรย์เยตกำลังปล่อยก๊าซออกสู่อวกาศอย่างต่อเนื่อง ทำให้เกิดชั้นก๊าซเนบิวลาที่ขยายตัว แรงที่ผลักดันก๊าซด้วยความเร็วสูงที่สังเกตได้คือแรงดันรังสี^{[ 6 ]} เป็นที่ทราบกันดีว่าดาวฤกษ์หลายดวงที่มีสเปกตรัมแบบวูล์ฟ-เรย์เยตเป็นดาวฤกษ์ศูนย์กลางของเนบิวลาดาวเคราะห์ แต่ก็มีอีกหลายดวงที่ไม่เกี่ยวข้องกับเนบิวลาดาวเคราะห์ที่ชัดเจนหรือเนบิวลาที่มองเห็นได้เลย^{[ 7 ]}

นอกจากฮีเลียมแล้วคาร์ไลล์ สมิธ บีลส์ยังระบุเส้นการปล่อยของคาร์บอน ออกซิเจน และไนโตรเจนในสเปกตรัมของดาววูล์ฟ-เรย์เยต^{[ 8 ] [ 9 ]} ในปี พ.ศ. 2481 สหพันธ์ดาราศาสตร์สากลได้จำแนกสเปกตรัมของดาววูล์ฟ-เรย์เยตออกเป็นประเภท WN และ WC โดยขึ้นอยู่กับว่าสเปกตรัมนั้นถูกครอบงำด้วยเส้นของไนโตรเจนหรือคาร์บอน-ออกซิเจนตามลำดับ^{[ 10 ]}

ในปี พ.ศ. 2512 เนบิวลาดาวเคราะห์ CSPNe หลายแห่งที่มีเส้นการปล่อยออกซิเจนVI (O VI ) ที่รุนแรงถูกจัดกลุ่มภายใต้ "ลำดับ O VI " ใหม่ หรือเรียกสั้นๆ ว่าประเภท OVI ^{[ 11 ]}ดาวที่คล้ายกันซึ่งไม่ได้เกี่ยวข้องกับเนบิวลาดาวเคราะห์ได้รับการอธิบายในเวลาไม่นานหลังจากนั้น และมีการนำการจัดประเภท WO มาใช้กับดาวเหล่านั้น^{[ 12 ] [ 13 ]}ต่อมาดาว OVI ถูกจัดประเภทเป็นดาว [WO] ซึ่งสอดคล้องกับ ดาว WR ประชากร I ^{[ 14 ]}

ความเข้าใจที่ว่าดาว WN บางดวงในช่วงปลาย และบางครั้งก็ไม่ใช่ช่วงปลาย ที่มีเส้นไฮโดรเจนในสเปกตรัม อยู่ในขั้นตอนวิวัฒนาการที่แตกต่างจากดาว WR ที่ไม่มีไฮโดรเจน นำไปสู่การนำคำว่าWNhมาใช้เพื่อแยกแยะดาวเหล่านี้ออกจากดาว WN อื่นๆ โดยทั่วไป ก่อนหน้านี้เรียกดาวเหล่านี้ว่าดาว WNL แม้ว่าจะมีดาว WN ประเภทปลายที่ไม่มีไฮโดรเจน รวมถึงดาว WR ที่มีไฮโดรเจนตั้งแต่ WN5 ก็ตาม^{[ 15 ]}

ดาว Wolf–Rayet ได้รับการตั้งชื่อตามเส้นการปล่อยแสงที่ กว้างและแรง ในสเปกตรัม ซึ่งระบุว่าเป็นฮีเลียม ไนโตรเจน คาร์บอน ซิลิคอนและออกซิเจนแต่เส้นไฮโดรเจนมักจะอ่อนหรือไม่มีเลย ในตอนแรกเรียกง่ายๆ ว่าดาวประเภท W หรือดาวประเภท W ^{[ 17 ] [ 18 ]}ต่อมาการจำแนกประเภทถูกแบ่งออกเป็นดาวที่มีเส้นเด่นของไนโตรเจนไอออน (N III , N IVและ N V ) และดาวที่มีเส้นเด่นของคาร์บอนไอออน (C IIIและ C IV ) และบางครั้งก็มีออกซิเจน (O III – O VI ) ซึ่งเรียกว่า WN และ WC ตามลำดับ^{[ 19 ]} ดาวสองประเภท WN และ WC ถูกแบ่งย่อยออกเป็นลำดับอุณหภูมิ WN5–WN8 และ WC6–WC8 โดยพิจารณาจากความแรงสัมพัทธ์ของเส้นHe II ที่ 541.1 nmและเส้นHe I ที่ 587.5 nm เส้นการปล่อย Wolf–Rayet มักมีปีกการดูดกลืนที่กว้างขึ้น ( โปรไฟล์ P Cygni ) ซึ่งบ่งชี้ถึงวัสดุรอบดาวฤกษ์ ลำดับ WO ยังถูกแยกออกจากลำดับ WC สำหรับดาวฤกษ์ที่ร้อนกว่าซึ่งการปล่อยออกซิเจนไอออนไนซ์มีมากกว่าการปล่อยคาร์บอนไอออนไนซ์ แม้ว่าสัดส่วนที่แท้จริงของธาตุเหล่านั้นในดาวฤกษ์น่าจะใกล้เคียงกันก็ตาม^{[ 7 ]}สเปกตรัม WC และ WO ถูกแยกอย่างเป็นทางการโดยพิจารณาจากการมีหรือไม่มีการปล่อย C III ^{[ 20 ]}สเปกตรัม WC โดยทั่วไปยังขาดเส้น O VIที่มีความเข้มสูงในสเปกตรัม WO ^{[ 21 ]} 

ลำดับสเปกตรัม WN ได้รับการขยายให้รวมถึง WN2–WN9 และคำจำกัดความได้รับการปรับปรุงโดยอิงจากความแรงสัมพัทธ์ของเส้น N IIIที่ 463.4–464.1  นาโนเมตรและ 531.4  นาโนเมตร เส้น N IVที่ 347.9–348.4  นาโนเมตรและ 405.8  นาโนเมตร และเส้น N Vที่ 460.3  นาโนเมตร 461.9  นาโนเมตร และ 493.3–494.4  นาโนเมตร^{[ 22 ]} เส้นเหล่านี้แยกออกจากบริเวณที่มีการปล่อย He ที่แรงและแปรผันได้ดี และความแรงของเส้นมีความสัมพันธ์ที่ดีกับอุณหภูมิ ดาวฤกษ์ที่มีสเปกตรัมอยู่ระหว่าง WN และ Ofpe ได้รับการจัดประเภทเป็น WN10 และ WN11 แม้ว่าการตั้งชื่อนี้จะไม่ได้รับการยอมรับอย่างเป็นสากลก็ตาม^{[ 23 ]}

มีการเสนอประเภท WN1 สำหรับดาวฤกษ์ที่ไม่มีเส้น N IVหรือ N Vเพื่อรองรับ Brey 1 และ Brey 66 ซึ่งดูเหมือนจะเป็นตัวกลางระหว่าง WN2 และ WN2.5 ^{[ 24 ]} ต่อมาได้มีการหาปริมาณความแรงและความกว้างของเส้นสัมพัทธ์สำหรับแต่ละคลาสย่อย WN และอัตราส่วนระหว่างเส้น He II ที่ 541.1 นาโนเมตร และ เส้น  He I ที่ 587.5 นาโนเมตร ได้ถูกนำมาใช้เป็นตัวบ่งชี้หลักของระดับการแตกตัวเป็นไอออน และด้วยเหตุนี้จึงเป็นตัวบ่งชี้ของคลาสย่อยสเปกตรัม ความจำเป็นสำหรับ WN1 จึงหายไป และทั้ง Brey  1 และ Brey  66 ถูกจัดประเภทเป็น WN3b คลาส WN2.5 และ WN4.5 ที่ค่อนข้างคลุมเครือถูกยกเลิก^{[ 25 ]}

ลำดับสเปกตรัม WC ได้รับการขยายให้รวม WC4–WC11 แม้ว่าเอกสารเก่าบางฉบับจะใช้ WC1–WC3 ก็ตาม เส้นการปล่อยหลักที่ใช้ในการจำแนกประเภทย่อยของ WC คือ C II ที่ 426.7  นาโนเมตร, C IIIที่ 569.6  นาโนเมตร, C III/IV ที่ 465.0  นาโนเมตร, C IVที่ 580.1–581.2  นาโนเมตร และส่วนผสม O V (และ O III ) ที่ 557.2–559.8  นาโนเมตร^{[ 20 ]}ลำดับได้รับการขยายให้รวม WC10 และ WC11 และเกณฑ์ของคลาสย่อยได้รับการกำหนดปริมาณโดยอาศัยความแรงสัมพัทธ์ของเส้นคาร์บอนเป็นหลัก เพื่ออาศัยปัจจัยการแตกตัวเป็นไอออน แม้ว่าจะมีความแปรผันของความอุดมสมบูรณ์ระหว่างคาร์บอนและออกซิเจนก็ตาม^{[ 21 ]}

สำหรับดาวประเภท WO เส้นหลักที่ใช้คือ C IVที่ 580.1  นาโนเมตร, O IVที่ 340.0  นาโนเมตร, เส้นผสม O V (และ O III  ) ที่ 557.2–559.8 นาโนเมตร, O VIที่ 381.1–383.4  นาโนเมตร, O VIIที่ 567.0  นาโนเมตร และ O VIIIที่ 606.8 นาโนเมตร ลำดับนี้ได้รับการขยายให้รวม WO5 และวัดปริมาณตามความแรงสัมพัทธ์ของ เส้น O VI /C IVและ O VI /O V ^{[ 26 ]} แผนการในภายหลังซึ่งออกแบบมาเพื่อความสอดคล้องกันในดาว WR แบบคลาสสิกและ CSPNe ได้กลับไปใช้ลำดับ WO1 ถึง WO4 และปรับการแบ่ง^{[ 21 ]}

การศึกษาสมัยใหม่โดยละเอียดของดาว Wolf–Rayet สามารถระบุคุณลักษณะสเปกตรัมเพิ่มเติมได้ โดยระบุด้วยคำต่อท้ายการจำแนกประเภทสเปกตรัมหลัก: ^{[ 25 ]}

• h สำหรับการปล่อยไฮโดรเจน;
• ha สำหรับการปล่อยและการดูดซับไฮโดรเจน;
• o สำหรับไม่มีการปล่อยก๊าซไฮโดรเจน;
• w สำหรับเส้นที่อ่อนแอ;
• s สำหรับเส้นที่แข็งแรง;
• b สำหรับเส้นที่กว้างและแข็งแรง;
• d สำหรับฝุ่น (บางครั้ง vd, pd หรือ ed สำหรับฝุ่นที่แปรผัน เป็นช่วง หรือเป็นตอนๆ) ^{[ 27 ]}

การจำแนกสเปกตรัม Wolf–Rayet มีความซับซ้อนเนื่องจากดาวฤกษ์มักเกี่ยวข้องกับเนบิวลาหนาแน่น เมฆฝุ่น หรือดาวคู่ มีการใช้คำต่อท้าย "+OB" เพื่อระบุการมีอยู่ของเส้นดูดกลืนในสเปกตรัมที่น่าจะเกี่ยวข้องกับดาวคู่ปกติ หรือ "+abs" สำหรับเส้นดูดกลืนที่มีต้นกำเนิดที่ไม่ทราบแน่ชัด^{[ 25 ]}

กลุ่มย่อยสเปกตรัม WR ที่ร้อนกว่าจะถูกอธิบายว่าเป็นกลุ่มต้น และกลุ่มที่เย็นกว่าจะถูกอธิบายว่าเป็นกลุ่มปลาย ซึ่งสอดคล้องกับประเภทสเปกตรัมอื่นๆ WNE และ WCE หมายถึงสเปกตรัมประเภทต้น ในขณะที่ WNL และ WCL หมายถึงสเปกตรัมประเภทปลาย โดยมีเส้นแบ่งอยู่ที่ประมาณกลุ่มย่อยที่หกหรือเจ็ด ไม่มีดาวประเภท WO ปลายแต่อย่างใด มีแนวโน้มอย่างมากที่ดาว WNE จะมีไฮโดรเจนน้อย ในขณะที่สเปกตรัมของดาว WNL มักจะมีเส้นไฮโดรเจน^{[ 20 ] [ 28 ]}

ประเภทสเปกตรัมของดาวฤกษ์ใจกลางเนบิวลาดาวเคราะห์จะถูกกำหนดคุณสมบัติโดยการล้อมด้วยวงเล็บเหลี่ยม (เช่น [WC4]) ^{[ 20 ] [ 29 ]}เกือบทั้งหมดเป็นลำดับ WC โดยดาว [WO] ที่รู้จักแสดงถึงส่วนขยายที่ร้อนของลำดับคาร์บอน นอกจากนี้ยังมีประเภท [WN] และ [WC/WN] จำนวนเล็กน้อย ซึ่งเพิ่งค้นพบเมื่อไม่นานมานี้^{[ 30 ] [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ]} กลไกการก่อตัวของพวกมันยังไม่ชัดเจน อุณหภูมิของดาวฤกษ์ใจกลางเนบิวลาดาวเคราะห์มีแนวโน้มไปสู่ค่าสุดขั้วเมื่อเทียบกับ ดาว WR ประชากร I ดังนั้น [WC2] และ [WC3] จึงพบได้ทั่วไป และลำดับได้ขยายไปถึง [WC12] ประเภท [WC11] และ [WC12] มีสเปกตรัมที่โดดเด่นด้วยเส้นการปล่อยที่แคบและไม่มีเส้น He IIและ C IV ^{[ 34 ] [ 29 ]}

ซูเปอร์โนวาบางดวงที่สังเกตได้ก่อนถึงจุดสูงสุดจะแสดงสเปกตรัม WR ^{[ 35 ]} ซึ่งเป็นผลมาจากลักษณะของซูเปอร์โนวา ณ จุดนี้ คือ การขยายตัวอย่างรวดเร็วของมวลที่อุดมด้วยฮีเลียม คล้ายกับลมวูล์ฟ-เรย์เยตที่รุนแรง คุณลักษณะสเปกตรัม WR จะคงอยู่เพียงไม่กี่ชั่วโมง คุณลักษณะการแตกตัวเป็นไอออนสูงจะจางหายไปเมื่อถึงจุดสูงสุด เหลือเพียงการปล่อยไฮโดรเจนและฮีเลียมที่เป็นกลางที่อ่อนแอ ก่อนที่จะถูกแทนที่ด้วยสเปกตรัมซูเปอร์โนวาแบบดั้งเดิม มีการเสนอให้ติดป้ายกำกับประเภทสเปกตรัมเหล่านี้ด้วย "X" เช่น XWN5(h) ^{[ 36 ]} ในทำนอง เดียวกันโนวาแบบคลาสสิกจะพัฒนาสเปกตรัมที่ประกอบด้วยแถบการปล่อยกว้างๆ คล้ายกับดาววูล์ฟ-เรย์เยต ซึ่งเกิดจากกลไกทางกายภาพเดียวกัน คือ การขยายตัวอย่างรวดเร็วของก๊าซหนาแน่นรอบแหล่งกำเนิดกลางที่ร้อนจัด^{[ 7 ]}

การแยกดาว Wolf–Rayet ออกจาก ดาว ประเภท สเปกตรัม  Oที่มีอุณหภูมิใกล้เคียงกันนั้นขึ้นอยู่กับการมีอยู่ของเส้นการปล่อยแสงที่รุนแรงของฮีเลียมไอออน ไนโตรเจน คาร์บอน และออกซิเจน แต่มีดาวจำนวนหนึ่งที่มีลักษณะสเปกตรัมระดับกลางหรือสับสน ตัวอย่างเช่น ดาว O ที่มีความสว่างสูงสามารถพัฒนาฮีเลียมและไนโตรเจนในสเปกตรัมพร้อมกับเส้นการปล่อยแสงบางเส้น ในขณะที่ดาว WR บางดวงมีเส้นไฮโดรเจน การปล่อยแสงที่อ่อน และแม้กระทั่งส่วนประกอบการดูดกลืนแสง ดาวเหล่านี้ได้รับประเภทสเปกตรัมเช่น O3If ^∗ /WN6 และเรียกว่าดาวสแลช^{[ 37 ]}

ดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่ประเภท O สามารถแสดงเส้นสเปกตรัมการปล่อยของฮีเลียมและไนโตรเจน หรือส่วนประกอบการปล่อยของเส้นสเปกตรัมการดูดกลืนบางเส้นได้ โดยจะระบุด้วยรหัสต่อท้ายลักษณะเฉพาะทางสเปกตรัมที่ใช้กับดาวฤกษ์ประเภทนี้:

• f สำหรับ การปล่อยN iiiและ He ii
• f ^*สำหรับการปล่อย N และ He โดยที่ N ivแรงกว่า N iii
• f ⁺สำหรับการปล่อยใน Si ivนอกเหนือจาก N และ He
• วงเล็บแสดงเส้นดูดกลืน He iiแทนเส้นการปล่อย เช่น (f)
• วงเล็บคู่แสดงถึงการดูดกลืน He ii ที่รุนแรง และการปล่อย N iiiที่เจือจาง เช่น ((f ⁺ ))

รหัสเหล่านี้อาจรวมกับคุณสมบัติประเภทสเปกตรัมทั่วไป เช่น p หรือ a ได้เช่นกัน การผสมผสานที่พบบ่อย ได้แก่ OIafpe และ OIf ^*และ Ofpe ในช่วงทศวรรษ 1970 เป็นที่ยอมรับว่ามีสเปกตรัมต่อเนื่องตั้งแต่คลาสการดูดกลืนบริสุทธิ์ O ไปจนถึงประเภท WR ที่ชัดเจน และไม่ชัดเจนว่าดาวฤกษ์ระดับกลางบางดวงควรได้รับประเภทสเปกตรัมเช่น O8Iafpe หรือ WN8-a หรือไม่ มีการเสนอสัญกรณ์สแลชเพื่อจัดการกับสถานการณ์เหล่านี้ และดาว Sk−67°22 ได้รับการกำหนดประเภทสเปกตรัมเป็น O3If ^* /WN6-A ^{[ 38 ]}เกณฑ์สำหรับการแยกแยะดาว OIf ^* , OIf ^* /WN และ WN ได้รับการปรับปรุงเพื่อให้สอดคล้องกัน การจัดประเภทดาวสแลชใช้เมื่อเส้น H มีโปรไฟล์ P Cygni ซึ่งเป็นเส้นดูดกลืนในดาวยักษ์ O และเป็นเส้นปล่อยในดาว WN เกณฑ์สำหรับประเภทสเปกตรัมดาวสแลชต่อไปนี้จะถูกกำหนดโดยใช้เส้นการปล่อยไนโตรเจนที่ 463.4–464.1  นาโนเมตร, 405.8  นาโนเมตร และ 460.3–462.0  นาโนเมตร พร้อมกับดาวมาตรฐานสำหรับแต่ละประเภท: ^{[ 37 ]}

มีการใช้ประเภทสเปกตรัมดาวแบบสแลชอีกชุดหนึ่งสำหรับดาว Ofpe/WN ดาวเหล่านี้มีสเปกตรัม O ซูเปอร์ไจแอนท์บวกกับการปล่อยไนโตรเจนและฮีเลียม และโปรไฟล์ P Cygni หรืออาจถือได้ว่าเป็นดาว WN ที่มีระดับการแตกตัวเป็นไอออนและไฮโดรเจนต่ำผิดปกติ^{[ 39 ]}การใช้สัญกรณ์สแลชสำหรับดาวเหล่านี้เป็นที่ถกเถียงกัน และทางเลือกอื่นคือการขยายลำดับไนโตรเจน WR ไปเป็น WN10 และ WN11 ^{[ 40 ]}ผู้เขียนคนอื่นๆ นิยมใช้สัญกรณ์ WNha เช่น WN9ha สำหรับWR 108 [ ^{41 ] คำ}แนะนำล่าสุดคือให้ใช้ประเภทสเปกตรัม O เช่น O8Iaf หาก เส้น  He i ที่ 447.1 นาโนเมตร อยู่ในสถานะดูดกลืน และใช้คลาส WR เป็น WN9h หรือ WN9ha หากเส้นนั้นมีโปรไฟล์ P Cygni ^{[ 37 ]}อย่างไรก็ตาม สัญกรณ์สแลช Ofpe/WN รวมถึงการจำแนกประเภท WN10 และ WN11 ยังคงถูกใช้อย่างแพร่หลาย^{[ 42 ]}

มีการระบุกลุ่มดาวกลุ่มที่สามที่มีสเปกตรัมซึ่งประกอบด้วยคุณสมบัติของทั้งดาวประเภท O และดาว WR ดาวเก้าดวงในเมฆแมเจลแลนใหญ่มีสเปกตรัมที่มีทั้งคุณสมบัติ WN3 และ O3V แต่ดูเหมือนจะไม่ใช่ดาวคู่ ดาว WR หลายดวงในเมฆแมเจลแลนเล็กก็มีสเปกตรัม WN ในช่วงต้นมากเช่นกัน รวมทั้งคุณสมบัติการดูดกลืนการกระตุ้นสูง มีการเสนอแนะว่าสิ่งเหล่านี้อาจเป็นตัวเชื่อมที่ขาดหายไปซึ่งนำไปสู่ดาว WN แบบคลาสสิก หรือเป็นผลมาจากการดึงมวลออกโดยดาวคู่ที่มีมวลน้อย^{[ 43 ]}

ดาว Wolf–Rayet สามดวงแรกที่ได้รับการระบุ ซึ่งบังเอิญมีดาว O-class ร้อนเป็นดาวคู่ร่วมดวงนั้น ได้รับการกำหนดหมายเลขไว้ในแคตตาล็อก Henry Draperแล้ว ดาวเหล่านี้และดาวดวงอื่นๆ ถูกเรียกว่าดาว Wolf–Rayet ตั้งแต่การค้นพบครั้งแรก แต่หลักเกณฑ์การตั้งชื่อเฉพาะสำหรับดาวเหล่านี้จะยังไม่ถูกสร้างขึ้นจนกระทั่งปี 1962 ในแคตตาล็อกดาว Wolf–Rayet ในกาแล็กซีฉบับที่ "สี่" ^{[ 44 ]}แคตตาล็อกสามฉบับแรกไม่ได้เป็นรายการเฉพาะของดาว Wolf–Rayet และใช้เพียงระบบการตั้งชื่อที่มีอยู่แล้ว^{[ 45 ] [ 46 ] [ 47 ]}

แคตตาล็อกดาว Wolf–Rayet ฉบับที่สี่ได้กำหนดหมายเลขตามลำดับของไรต์แอสเซนชันแคตตาล็อกฉบับที่ห้าใช้หมายเลขเดียวกันโดยมีคำนำหน้า MR ตามชื่อผู้เขียนแคตตาล็อกฉบับที่สี่ บวกกับลำดับหมายเลขเพิ่มเติมที่มีคำนำหน้า LS สำหรับการค้นพบใหม่^{[ 22 ]}แผนการกำหนดหมายเลขทั้งสองนี้ไม่ได้ใช้กันอย่างแพร่หลายอีกต่อไป

ดาววูล์ฟ-เรย์เยตเป็นขั้นตอนปกติในวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มวลมาก ซึ่งมีเส้นการปล่อยแสงที่ กว้างและแรง ของฮีเลียมและไนโตรเจน ("ลำดับ WN") คาร์บอน ("ลำดับ WC") และออกซิเจน ("ลำดับ WO") ปรากฏให้เห็น เนื่องจากมีเส้นการปล่อยแสงที่แรง จึงสามารถระบุดาวเหล่านี้ได้ในกาแล็กซีใกล้เคียง มีดาววูล์ฟ-เรย์เยตประมาณ 600 ดวงที่ถูกจัดทำเป็นแคตตาล็อกในกาแล็กซีทางช้างเผือกของเรา[ 20 ^{] [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ]จำนวนนี้} เปลี่ยนแปลงไปอย่างมากในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา อันเป็นผลมาจากการสำรวจทางโฟโตเมตริกและสเปกโตรสโกปิกในย่านอินฟราเรดใกล้ ซึ่งมุ่งเน้นการ ค้นหาวัตถุประเภทนี้ในระนาบกาแล็กซี^{[ 60 ]}คาดว่าจะมีดาว WR น้อยกว่า 1,000 ดวงใน กาแล็กซี กลุ่มท้องถิ่น ที่เหลือ โดยมีประมาณ 166 ดวงที่รู้จักในเมฆแมเจลแลน [ ^{43 ] 206}ดวงในกาแล็กซีไทรแองกูลัม [ ^{61 ] และ} 154 ดวงในกาแล็กซีแอนโดรเมดา^{[ 62 ]}

นอกเหนือจากกลุ่มท้องถิ่นแล้ว การสำรวจกาแล็กซีทั้งหมดได้ค้นพบดาว WR และผู้สมัครอีกหลายพันดวง ตัวอย่างเช่น ในกลุ่ม M101มีการตรวจพบดาว WR ที่มีศักยภาพมากกว่าหนึ่งพันดวง ตั้งแต่แมกนิจูด 21 ถึง 25 ^{[ 63 ]}และนักดาราศาสตร์หวังว่าจะจัดทำแคตตาล็อกได้มากกว่าหมื่นดวงในที่สุด^{[ 64 ]}คาดว่าดาวเหล่านี้จะพบได้ทั่วไปในกาแล็กซี Wolf–Rayetซึ่งตั้งชื่อตามพวกมัน และในกาแล็กซีที่เกิดการระเบิดของดาว^{[ 65 ]}

เส้นการปล่อยลักษณะเฉพาะของพวกมันเกิดขึ้นในบริเวณลมความเร็วสูงที่แผ่ขยายและหนาแน่นซึ่งห่อหุ้มโฟโตสเฟียร์ ของดาวฤกษ์ที่ร้อนจัด ซึ่งก่อให้เกิด รังสี UV จำนวนมาก ที่ทำให้เกิดการเรืองแสงในบริเวณลมที่ก่อให้เกิดเส้น^{[ 16 ]}กระบวนการขับไล่นี้เผยให้เห็นผลิตภัณฑ์ที่อุดมไปด้วยไนโตรเจนจาก การเผาไหม้ไฮโดรเจนใน วัฏจักร CNO (ดาว WN) เป็นลำดับแรก และต่อมาเป็นชั้นที่อุดมไปด้วยคาร์บอนเนื่องจากการเผาไหม้ฮีเลียม (ดาวประเภท WC และ WO) ^{[ 13 ]}

จะเห็นได้ว่าดาว WNh เป็นวัตถุที่แตกต่างอย่างสิ้นเชิงจากดาว WN ที่ไม่มีไฮโดรเจน แม้จะมีสเปกตรัมที่คล้ายคลึงกัน แต่ดาวเหล่านี้มีมวลมากกว่า มีขนาดใหญ่กว่ามาก และเป็นดาวที่สว่างที่สุดเท่าที่รู้จัก พวกมันถูกตรวจพบตั้งแต่ WN5h ในเมฆแมเจลแลน ไนโตรเจนที่เห็นในสเปกตรัมของดาว WNh ยังคงเป็นผลผลิตของ การหลอมรวม วัฏจักร CNOในแกนกลาง แต่ปรากฏที่พื้นผิวของดาวที่มีมวลมากที่สุดเนื่องจากการผสมแบบหมุนและการพาความร้อนในขณะที่ยังอยู่ในช่วงการเผาไหม้ไฮโดรเจนในแกนกลาง มากกว่าที่จะเกิดขึ้นหลังจากสูญเสียเปลือกนอกไปในระหว่างการหลอมรวมฮีเลียมในแกนกลาง^{[ 15 ]}

ดาว Wolf–Rayet บางดวงในลำดับคาร์บอน ("WC") โดยเฉพาะอย่างยิ่งดาวที่อยู่ในประเภทล่าสุด เป็นที่สังเกตได้เนื่องจากการผลิตฝุ่นโดยปกติแล้วกระบวนการนี้จะเกิดขึ้นกับดาวที่อยู่ในระบบดาวคู่ซึ่งเป็นผลมาจากการชนกันของลมดาวฤกษ์ที่ก่อตัวเป็นคู่^{[ 20 ]}เช่นเดียวกับกรณีของดาวคู่WR 104 ที่มีชื่อเสียง อย่างไรก็ตาม กระบวนการนี้ก็เกิดขึ้นกับดาวเดี่ยวด้วยเช่นกัน^{[ 16 ]}

ดาวฤกษ์กลางของ เนบิวลาดาวเคราะห์จำนวนเล็กน้อย—ประมาณ 10%— แม้จะมีมวลต่ำกว่ามาก—โดยทั่วไปประมาณ 0.6 M☉—ก็ถูกสังเกตพบว่าเป็นประเภท WR กล่าวคือ พวกมันแสดงสเปกตรัมเส้นการปล่อยที่มีเส้นกว้างจากฮีเลียม คาร์บอน และออกซิเจน พวกมันถูกระบุว่า [WR] เป็นวัตถุที่มีอายุมากกว่าซึ่งสืบเชื้อสายมาจากดาวฤกษ์มวลน้อยที่วิวัฒนาการแล้ว และมีความสัมพันธ์ใกล้ชิดกับดาวขาวมากกว่า ดาวฤกษ์ ประชากร I ที่อายุน้อยและมีมวลมาก ซึ่งประกอบเป็นส่วนใหญ่ของคลาส WR ^{[ 69 ]}ปัจจุบันโดยทั่วไปแล้วดาวเหล่านี้ถูกแยกออกจากคลาสที่เรียกว่าดาววูล์ฟ-เรย์เยต หรือเรียกว่าดาวประเภทวูล์ฟ-เรย์เยต^{[ 28 ]}

การหมุน

การสูญเสียมวลได้รับอิทธิพลจากอัตราการหมุนของดาวฤกษ์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในกรณีที่มีความเป็นโลหะต่ำ การหมุนเร็วช่วยให้ผลิตภัณฑ์จากการหลอมรวมของแกนกลางผสมไปทั่วดาว ทำให้ปริมาณธาตุหนักบนพื้นผิวเพิ่มขึ้น และผลักดันให้เกิดการสูญเสียมวล การหมุนเร็วทำให้ดาวฤกษ์คงอยู่ในลำดับหลักได้นานกว่าดาวฤกษ์ที่หมุนช้า วิวัฒนาการออกจากระยะดาวยักษ์แดงได้เร็วขึ้น หรือแม้กระทั่งวิวัฒนาการโดยตรงจากลำดับหลักไปสู่อุณหภูมิที่สูงขึ้นสำหรับดาวที่มีมวลมาก ความเป็นโลหะสูง หรือการหมุนที่เร็วมาก

การสูญ เสียมวลของดาวฤกษ์ทำให้เกิดการสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุม และสิ่งนี้จะชะลอการหมุนของดาวฤกษ์มวลมากอย่างรวดเร็ว ดาวฤกษ์มวลมากที่มีโลหะใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ควรจะถูกชะลอจนเกือบหยุดนิ่งในขณะที่ยังอยู่บนลำดับหลัก ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีโลหะใกล้เคียงกับ SMC สามารถหมุนได้อย่างรวดเร็วต่อไปได้แม้จะมีมวลสูงสุดที่สังเกตได้ การหมุนอย่างรวดเร็วของดาวฤกษ์มวลมากอาจอธิบายถึงคุณสมบัติและจำนวนดาว WR ของ SMC ที่ไม่คาดคิดได้ เช่น อุณหภูมิและความสว่างที่ค่อนข้างสูง^{[ 70 ]}

ดาว WR จำนวนมากถูกล้อมรอบด้วยเนบิวลาที่เกี่ยวข้องโดยตรงกับดาว ไม่ใช่เพียงแค่เนบิวลาพื้นหลังปกติที่เกี่ยวข้องกับบริเวณการก่อตัวดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ และไม่ใช่เนบิวลาดาวเคราะห์ที่ก่อตัวขึ้นจากดาวหลังAGBเนบิวลามีหลากหลายรูปแบบ และการจำแนกประเภททำได้ยาก เดิมทีเนบิวลาจำนวนมากถูกจัดอยู่ในแคตตาล็อกว่าเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ และบางครั้งการศึกษาหลายความยาวคลื่นอย่างละเอียดเท่านั้นที่สามารถแยกแยะเนบิวลาดาวเคราะห์รอบดาวหลัง AGB มวลน้อยออกจากเนบิวลาที่มีรูปร่างคล้ายกันรอบดาวที่เผาไหม้ฮีเลียมแกนกลางที่มีมวลมากกว่าได้^{[ 71 ] [ 73 ]}

กาแล็กซีวูล์ฟ-เรย์เยตเป็นกาแล็กซีประเภทดาวระเบิดที่มีดาว WR จำนวนมากพอที่จะทำให้สเปกตรัมเส้นการปล่อยแสงลักษณะเฉพาะของดาวเหล่านี้ปรากฏให้เห็นในสเปกตรัมโดยรวมของกาแล็กซี^{[ 74 ]}โดยเฉพาะอย่างยิ่ง คุณลักษณะการปล่อยแสงกว้างเนื่องจาก He ii ที่ 468.6 นาโนเมตร และเส้นสเปกตรัมใกล้เคียงเป็นลักษณะเฉพาะของกาแล็กซีวูล์ฟ-เรย์เยต อายุขัยที่ค่อนข้างสั้นของดาว WR หมายความว่าการระเบิดของดาวในกาแล็กซีดังกล่าวจะต้องเกิดขึ้นภายในไม่กี่ล้านปีที่ผ่านมา และจะต้องมีระยะเวลาน้อยกว่าหนึ่งล้านปี มิฉะนั้นการปล่อยแสงของดาว WR จะถูกบดบังด้วยดาวสว่างอื่นๆ จำนวนมาก^{[ 75 ]}

ทฤษฎีเกี่ยวกับการก่อตัว การพัฒนา และการตายของดาวฤกษ์ประเภท WR นั้นเกิดขึ้นช้ากว่าคำอธิบายเกี่ยวกับการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่ไม่รุนแรงนัก ดาวฤกษ์ประเภทนี้หายาก อยู่ไกล และมักถูกบดบัง และแม้กระทั่งในศตวรรษที่ 21 หลายแง่มุมของชีวิตดาวฤกษ์เหล่านี้ก็ยังไม่ชัดเจน

รุ่นปัจจุบัน

ดาว WR ส่วนใหญ่ ซึ่งเป็นประชากรคลาสสิกประเภท I ปัจจุบันเข้าใจกันว่าเป็นขั้นตอนตามธรรมชาติในวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุด (ไม่นับดาวฤกษ์ใจกลางเนบิวลาดาวเคราะห์ที่พบได้น้อยกว่า) ไม่ว่าจะหลังจากช่วงเวลาที่เป็นดาวยักษ์แดง หลังจากช่วงเวลาที่เป็นดาวยักษ์น้ำเงิน หรือโดยตรงจากดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลมากที่สุด มีเพียงดาวยักษ์แดงที่มีมวลน้อยกว่าเท่านั้นที่คาดว่าจะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาในขั้นตอนนี้ ในขณะที่ดาวยักษ์แดงที่มีมวลมากกว่าจะกลับไปสู่อุณหภูมิที่ร้อนขึ้นเมื่อพวกมันขับไล่ชั้นบรรยากาศออกไป บางดวงระเบิดในขณะที่อยู่ในขั้นดาวยักษ์เหลืองหรือ LBV แต่หลายดวงกลายเป็นดาว Wolf–Rayet ^{[ 87 ]} พวกมันสูญเสียหรือเผาผลาญไฮโดรเจนเกือบทั้งหมดและกำลังหลอมรวมฮีเลียมในแกนกลางหรือธาตุที่หนักกว่าในช่วงเวลาสั้นมากในตอนท้ายของชีวิต^{[ 87 ]}

ดาวฤกษ์มวลมากในลำดับหลักสร้างแกนกลางที่ร้อนจัด ซึ่งหลอมรวมไฮโดรเจนอย่างรวดเร็วผ่านกระบวนการ CNO และส่งผลให้เกิดการพาความร้อนอย่างรุนแรงทั่วทั้งดาว ทำให้เกิดการผสมของฮีเลียมไปยังพื้นผิว ซึ่งกระบวนการนี้ได้รับการเสริมด้วยการหมุน อาจเกิดจากการหมุนที่ไม่เท่ากันโดยที่แกนกลางหมุนเร็วกว่าพื้นผิว ดาวฤกษ์ดังกล่าวยังแสดงให้เห็นการเพิ่มขึ้นของไนโตรเจนที่พื้นผิวตั้งแต่อายุยังน้อย ซึ่งเกิดจากการเปลี่ยนแปลงสัดส่วนของคาร์บอนและไนโตรเจนเนื่องจากวัฏจักร CNO การเพิ่มขึ้นของธาตุหนักในชั้นบรรยากาศ เช่นเดียวกับการเพิ่มขึ้นของความสว่าง ทำให้เกิดลมดาวฤกษ์ที่รุนแรง ซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดของสเปกตรัมเส้นการปล่อยแสง ดาวฤกษ์เหล่านี้พัฒนาสเปกตรัม Of หรือ Of* หากมีความร้อนสูงเพียงพอ ซึ่งจะพัฒนาเป็นสเปกตรัม WNh เมื่อลมดาวฤกษ์เพิ่มขึ้นอีก นี่อธิบายถึงมวลและความสว่างสูงของดาวฤกษ์ WNh ซึ่งยังคงเผาไหม้ไฮโดรเจนที่แกนกลางและสูญเสียมวลเริ่มต้นไปเพียงเล็กน้อย ในที่สุดดาวเหล่านี้จะขยายตัวกลายเป็นดาวยักษ์สีน้ำเงิน (LBV?) เมื่อไฮโดรเจนที่แกนกลางหมดไป หรือหากการผสมมีประสิทธิภาพเพียงพอ (เช่น ผ่านการหมุนอย่างรวดเร็ว) พวกมันอาจพัฒนาไปเป็นดาว WN ที่ไม่มีไฮโดรเจนได้โดยตรง

ดาว WR มีแนวโน้มที่จะจบชีวิตอย่างรุนแรงมากกว่าที่จะจางหายไปเป็นดาวแคระขาว ดังนั้นดาวทุกดวงที่มีมวลเริ่มต้นมากกว่าประมาณ 9 เท่าของดวงอาทิตย์จะส่งผลให้เกิดการระเบิดซูเปอร์โนวาอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ (ยกเว้นการยุบตัวโดยตรง^{[ 88 ]} ) ซึ่งหลายดวงมาจากระยะ WR ^{[ 28 ] [ 87 ] [ 89 ]}

การเรียงลำดับดาว WR อย่างง่ายจากอุณหภูมิต่ำไปสู่อุณหภูมิสูง ซึ่งในที่สุดจะกลายเป็นดาวประเภท WO นั้นไม่ได้รับการสนับสนุนจากการสังเกต ดาวประเภท WO นั้นหายากมาก และตัวอย่างที่รู้จักทั้งหมดนั้นสว่างกว่าและมีมวลมากกว่าดาว WC ที่ค่อนข้างพบได้ทั่วไป ทฤษฎีทางเลือกเสนอว่าดาวประเภท WO นั้นเกิดขึ้นจากดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลมากที่สุดเท่านั้น^{[ 16 ]}และ/หรือว่าพวกมันก่อตัวเป็นช่วงสุดท้ายที่มีอายุสั้นมากเพียงไม่กี่พันปีก่อนที่จะระเบิด โดยเฟส WC สอดคล้องกับ เฟส การเผาไหม้ฮีเลียม แกนกลาง และเฟส WO สอดคล้องกับเฟสการเผาไหม้นิวเคลียร์ที่ตามมา ยังไม่ชัดเจนว่าสเปกตรัม WO เป็นผลมาจากผลกระทบของการแตกตัวเป็นไอออนที่อุณหภูมิสูงมาก สะท้อนถึงความแตกต่างของความอุดมสมบูรณ์ทางเคมีที่แท้จริง หรือว่าทั้งสองผลกระทบเกิดขึ้นในระดับที่แตกต่างกัน^{[ 87 ] [ 90 ] [ 91 ] [ 92 ]}

แผนภาพแสดงวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ตามมวลเริ่มต้น (ที่ระดับความเป็นโลหะของดวงอาทิตย์)

มวลเริ่มต้น ( M )	ลำดับวิวัฒนาการ	ประเภทซูเปอร์โนวา
~250+		ไม่มี[ 88 ]
~140– ~250	WNh-WNE-WO	ความไม่เสถียรของ Ic/Pair
120– ~140	WNh  →  WN  →  WC  →  WO	ไอซี
60–120	O  →  จาก →  WNh  ↔  LBV  →[WNL]	ฉันใน
45–60	O  →  WNh  →  LBV/WNE?  →  WO	ไอบี/ซี
20–45	O  →  RSG  →  WNE  →  WC	อิบ
15–20	O  →  RSG  ↔  (YHG)  ↔  BSG  (  ลูปสีน้ำเงิน)	II-L (หรือ IIb)
8–15	บี →  อาร์เอสจี	II-P

สำคัญ:

• O: ดาวฤกษ์ลำดับหลักชนิด O
• ลักษณะ: วิวัฒนาการของชนิด O ที่แสดงการปล่อย N และ He
• BSG: ยักษ์ใหญ่สีน้ำเงิน
• RSG: ดาวยักษ์แดง
• YHG: ยักษ์เหลือง
• LBV: Luminous Blue Variable
• WNh: WN บวกกับสายไฮโดรเจน
• WNL: ดาวฤกษ์วูล์ฟ-ไรเยตประเภท WN ตอนปลาย (ประมาณ WN6 ถึง WN11)
• WNE: ดาวฤกษ์วูล์ฟ-ไรเยตประเภท WN ตอนต้น (ประมาณ WN2 ถึง WN6)
• WN/WC: ดาวฤกษ์วูล์ฟ-เรเยตชนิดเปลี่ยนผ่าน (เปลี่ยนจาก WN เป็น WC) (อาจเป็น WN#/WCE หรือ WC#/WN)
• WC: ดาวฤกษ์วูล์ฟ-เรย์เยตประเภท WC
• WO: ดาวฤกษ์วูล์ฟ-ไรเยต ระดับ WO

ดาววูล์ฟ-เรย์เยตก่อตัวขึ้นจากดาวฤกษ์มวลมาก แม้ว่าดาวฤกษ์กลุ่ม I ที่วิวัฒนาการแล้วจะสูญเสียมวลเริ่มต้นไปครึ่งหนึ่งหรือมากกว่านั้นเมื่อถึงเวลาที่พวกมันปรากฏเป็นดาววูล์ฟ-เรย์เยต ตัวอย่างเช่นγ ² Velorum Aปัจจุบันมีมวลประมาณ 9 เท่าของดวงอาทิตย์ แต่เริ่มต้นด้วยมวลอย่างน้อย 40 เท่าของดวงอาทิตย์^{[ 93 ]}ดาวฤกษ์มวลมากนั้นหายากมาก ทั้งเพราะพวกมันก่อตัวน้อยลงและเพราะพวกมันมีอายุสั้น ซึ่งหมายความว่าดาววูล์ฟ-เรย์เยตเองก็หายากมากเช่นกัน เพราะพวกมันก่อตัวขึ้นจากดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลมากที่สุดเท่านั้น และเพราะพวกมันเป็นช่วงอายุสั้นในชีวิตของดาวฤกษ์เหล่านั้น นี่จึงอธิบายได้ว่าทำไมซูเปอร์โนวาประเภท Ib/c จึงพบได้น้อยกว่าประเภท II เนื่องจากเกิดจากดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า

ดาว WNh ซึ่งมีลักษณะทางสเปกโทรสโกปีคล้ายกัน แต่ในความเป็นจริงแล้วเป็นดาวที่มีวิวัฒนาการน้อยกว่ามาก ซึ่งเพิ่งเริ่มขับไล่ชั้นบรรยากาศออกไป ถือเป็นข้อยกเว้นและยังคงรักษามวลเริ่มต้นไว้ได้มากดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดที่รู้จักในปัจจุบันล้วนเป็นดาว WNh มากกว่าดาวฤกษ์ลำดับหลักประเภท O ซึ่งเป็นสถานการณ์ที่คาดการณ์ได้ เนื่องจากดาวฤกษ์ดังกล่าวแสดงให้เห็นฮีเลียมและไนโตรเจนที่พื้นผิวเพียงไม่กี่พันปีหลังจากที่พวกมันก่อตัวขึ้น อาจก่อนที่พวกมันจะมองเห็นได้ผ่านเมฆก๊าซโดยรอบ คำอธิบายทางเลือกอื่นคือ ดาวฤกษ์เหล่านี้มีมวลมากจนไม่สามารถก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ลำดับหลักตามปกติได้ แต่เป็นผลมาจากการรวมตัวของดาวฤกษ์ที่ไม่สุดขั้วมากนัก^{[ 94 ]}

ความยากลำบากในการสร้างแบบจำลองจำนวนและประเภทของดาว Wolf–Rayet ที่สังเกตได้ผ่านวิวัฒนาการของดาวเดี่ยว ทำให้เกิดทฤษฎีที่ว่าดาวเหล่านี้ก่อตัวขึ้นผ่านปฏิสัมพันธ์ระหว่างดาวคู่ ซึ่งอาจเร่งการสูญเสียชั้นนอกของดาวผ่านการแลกเปลี่ยนมวลWR 122เป็นตัวอย่างที่เป็นไปได้ที่มีจานก๊าซแบนราบล้อมรอบดาว ซึ่งมีความกว้างเกือบ 2 ล้านล้านไมล์ และอาจมีดาวคู่ที่ดึงเอาชั้นนอกของมันออกไป^{[ 95 ]}

ตัวอย่างที่เห็นได้ชัดที่สุดของดาว Wolf–Rayet คือγ ² Velorum (WR 11) ซึ่งเป็นดาวที่สว่างมากจนสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าสำหรับผู้ที่อยู่ทางใต้ของละติจูด 40 องศาเหนือ แม้ว่าแสงส่วนใหญ่จะมาจากดาวบริวารขนาดยักษ์ O7.5 ก็ตาม เนื่องจากลักษณะสเปกตรัมที่แปลกประหลาด ( เส้นการปล่อยแสง ที่สว่าง แทนที่จะเป็นเส้นการดูดกลืนแสง ที่มืด ) จึงถูกขนานนามว่า "อัญมณีสเปกตรัมแห่งท้องฟ้าทางใต้" ดาว Wolf–Rayet ดวงอื่นที่สว่างกว่าแมกนิจูด 6 มีเพียงθ Muscae (WR 48) ซึ่งเป็นดาวสามดวงที่มีดาวบริวารคลาส O สองดวง ทั้งสองดวงเป็นดาว WC ดาว WR 79a ( HR 6272 ) ซึ่งเคยเป็นดาว WR มาก่อนนั้นสว่างกว่าแมกนิจูด 6 แต่ปัจจุบันถือว่าเป็นดาวยักษ์ O8 ที่แปลกประหลาดและมีการปล่อยแสงที่รุนแรง ดาวที่สว่างที่สุดถัดไปที่แมกนิจูด 6.4 คือWR 22ซึ่งเป็นดาวคู่ขนาดใหญ่ที่มีดาวหลักเป็น WN7h ^{[ 20 ]}

ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดและสว่างที่สุดที่รู้จักในปัจจุบัน คือ R136a1ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ประเภท Wolf–Rayet แบบ WNh ที่ยังคงหลอมรวมไฮโดรเจนอยู่ในแกนกลาง ดาวฤกษ์ประเภทนี้ ซึ่งรวมถึง ดาวฤกษ์ ที่มีความสว่างและมวลมาก ที่สุดหลาย ดวง มีอายุน้อยมากและมักพบเฉพาะในใจกลางของกระจุกดาวที่มีความหนาแน่นสูงเท่านั้น ในบางครั้ง ดาวฤกษ์ WNh ที่หลุดออกจากระบบ เช่นVFTS 682อาจพบอยู่นอกกระจุกดาวดังกล่าว ซึ่งอาจถูกขับออกจากระบบดาวหลายดวงหรือเกิดจากการปฏิสัมพันธ์กับดาวฤกษ์ดวงอื่น

ตัวอย่างของระบบดาวสามดวงที่มีดาวคู่วูล์ฟ-เรย์เยตคืออาเปป (Apep ) ระบบนี้ปล่อยฝุ่นคาร์บอนออกมาในปริมาณมหาศาลจากลมสุริยะที่รุนแรง ขณะที่ดาวทั้งสองโคจรรอบกัน ฝุ่นเหล่านั้นจะถูกห่อหุ้มกลายเป็นหางเขม่าเรืองแสง

ดาวฤกษ์ที่ไม่เสื่อมสภาพที่ร้อนที่สุดทั้งหมด(ไม่กี่ดวงที่ร้อนที่สุด) เป็นดาวฤกษ์ประเภทวูล์ฟ-เรย์เยต โดยดาวที่ร้อนที่สุดคือWR 102ซึ่งดูเหมือนจะร้อนถึง 210,000 เคลวิน รองลงมาคือWR 142ซึ่งมีอุณหภูมิประมาณ 200,000 เคลวิน ส่วนLMC195-1ซึ่งตั้งอยู่ในเมฆแมเจลแลนใหญ่น่าจะมีอุณหภูมิใกล้เคียงกัน แต่ในขณะนี้ยังไม่ทราบอุณหภูมิที่แน่ชัด

HD 45166ได้รับการอธิบายว่าเป็นดาวฤกษ์มวลมากที่มีสนามแม่เหล็กมากที่สุดเท่าที่รู้จัก และเป็นดาว Wolf-Rayet ที่มีสนามแม่เหล็กดวงแรกที่รู้จัก^{[ 104 ]}

เนบิวลาเคราะห์เพียงส่วนน้อยเท่านั้นที่มีดาวฤกษ์ใจกลางประเภท WR แต่เนบิวลาเคราะห์ที่มีชื่อเสียงจำนวนมากก็มีดาวฤกษ์ใจกลางประเภทนี้

• มาร์กาเรียน 50

• Tuthill, Peter G.; Monnier, John D.; Danchi, William C.; Turner, Nils H. (24–28 มิถุนายน 2545). "การถ่ายภาพอินฟราเรดใกล้ความละเอียดสูงของสภาพแวดล้อม WCd(+OB): กังหัน". ใน van der Hucht, KA; Herrero, A.; Esteban, C. (บรรณาธิการ). การเดินทางของดาวฤกษ์มวลมาก: จากลำดับหลักสู่ซูเปอร์โนวา . การประชุมวิชาการครั้งที่ 212 ของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล . เล่มที่ 212. Costa Teguise, Lanzarote, หมู่เกาะคานารี (ตีพิมพ์ปี 2546). หน้า 121. Bibcode : 2003IAUS..212..121T .
• Monnier, JD; Tuthill, PG; Danchi, WC (1999). "เนบิวลากังหันรอบ WR  98[CLC]a[/CLC]". The Astrophysical Journal . 525 (2): L97– L100. arXiv : astro-ph/9909282 . Bibcode : 1999ApJ...525L..97M . doi : 10.1086/312352 . PMID 10525463 . S2CID 2811347 .  
• Dougherty, SM; Beasley, AJ; Claussen, MJ; Zauderer, BA; Bolingbroke, NJ (2005). "การสังเกตการณ์ทางวิทยุความละเอียดสูงของระบบดาวคู่ลมปะทะ WR  140" The Astrophysical Journal . 623 (1): 447– 459. arXiv : astro-ph/0501391 . Bibcode : 2005ApJ...623..447D . doi : 10.1086/428494 . S2CID 17035675 . 

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับดาวฤกษ์วูล์ฟ-เรเยต

• เรื่องราวสุดพลิกผันของวูล์ฟ-เรย์เยต 104
• หน้าเว็บของ Perry Berlind เกี่ยวกับการจำแนกประเภทสเปกตรัมของปลาวูล์ฟ-เรย์เยต
• แคตตาล็อกออนไลน์ของดาวฤกษ์วูล์ฟ-เรย์เยตในกาแล็กซี
• ดวงดาวขนาดใหญ่ไม่ตายอย่างโดดเดี่ยว (นาซา) เก็บถาวรเมื่อ 30 ตุลาคม 2013 ที่Wayback Machine
• กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลสังเกตการณ์ Nasty 1