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沃爾夫–拉葉星，通常會簡寫為WR星，是一種罕見的異類恆星，具有不尋常的光譜，顯示顯著的電離氦和高度電離氮或碳的寬發射譜線。光譜表明氫已經耗盡，重元素在表面已經有很高的豐度，並且有強烈的恆星風。其表面的有效溫度在30,000K到210,000K之間，幾乎比所有其他類型的恆星都熱。它們以前被稱為W型恆星，是因為光譜為W型。

傳統（或第一星族星）的沃爾夫–拉葉星是大質量恆星演化至末期，已經完全失去外層的氫，並且核聚變或核心已經有較重的元素。子類型的第一星族WR星其中譜中依然顯示出氫線，稱為WNh星，它們是年輕的大質量恆星，仍然以氫為核心，氦和碳通過強烈的混合和輻射驅動的質量損失，暴露在恆星的表面。另一類型具有WR型光譜的恆星是行星狀星雲的中心恆星，後漸近巨星支恆星。當它們還在主序列上時，是與太陽相似的恆星，但現在已經停止核聚變，並且脫落其大氣層，露出一顆裸露的碳氧核心。

所有的沃爾夫–拉葉星都是高光度的天體，這是由於表面的高溫，行星狀星雲中心星（CSPNe）的總輻射光度是太陽的數千倍；第一星族的沃爾夫–拉葉星光度是太陽的數十萬倍；WNh更高達百萬倍以上。然而，因為沃爾夫–拉葉星的輻射輸出大部分都在紫外線，所以在視覺上不會特別亮。

肉眼可見的天社一（船帆座γ2，+1.7等），以及蒼蠅座θ（視星等5.51）和劍魚座蜘蛛星雲中已知質量最大的恆星R136a1（視星等12.23），都是沃爾夫–拉葉星。

觀測歷史

1867年，法國天文學家沃爾夫和拉葉 ，在巴黎天文台使用口徑40厘米的傅科望遠鏡觀測，發現在天鵝座的三顆恆星（編號為HD 191765、HD 192103和HD 192641，現在指定的名稱分別是WR134、WR135、和WR137）除了有連續光譜之外，還有寬的發射譜帶。多數的恆星在光譜中只有吸收線或吸收帶，這是元素吸收光譜中特殊能量的頻率（波長），所以很清楚這幾顆是不尋常的天體。

在發現後數十年，沃爾夫–拉葉星光譜中發射帶的性質一直是個謎。愛德華·皮克林的理論認為，因為這些譜線類似半整數量子數被替換的巴耳末系，因此這些譜線是氫在特殊量子態發射的，並且遵循 巴耳末系的模式稱之為「皮克林系」。但不久之後，這些譜線被確認是在1868年已經發現存在的氦造成的。皮克林指出在沃爾夫–拉葉星和星雲光譜之間的相似性，這種相似性導致這樣的結論：行星狀星雲的中心星部分或全部是沃爾夫–拉葉星。

到1929年，加拿大自治領天體物理天文台的天文學家卡萊爾·史密斯·比爾斯確認發射線的寬度肇因於多普勒致寬，也就是說這些恆星周圍的氣體有者速度每秒300～2,400千米的視線方向運動。結論是沃爾夫–拉葉星不斷將氣體噴射到太空中，產生一個膨脹的朦朧氣體球；而以高速度噴射氣體的動力來自輻射壓。眾所周知，許多具有沃爾夫–拉葉型光譜的恆星是行星狀星雲的中心星，但也有許多恆星明顯的與行星狀星雲或任何可見的星雲沒有任何關聯性。

除此之外，卡萊爾·史密斯·比爾斯還確定沃爾夫–拉葉星不僅發射氦的譜線，還有碳、氮和氧的發射線。在1938年，國際天文聯合會依據光譜是由碳-氧還是氮主導，將沃爾夫–拉葉星的光譜分為WN和WC兩種類型。

在1969年，幾顆O VI發射線較強的行星狀星雲中心星（CSPNe）被分到新的「O VI序列」，或就是OVI ；這些隨後被稱為星。與行星狀星雲無關的類似恆星，在不久之後也被記述到，最終WO也被歸類為第一星族的沃爾夫–拉葉星。

理解到沃爾夫–拉葉星有些是早期的，有些是晚期的。WN型恆星的光譜中具有氫線，與無氫的沃爾夫–拉葉星在不同的演化階段，這導致術語WNh的引入，以與一般的WN型恆星有所區別。雖然後期的WN星是沒有氫的，它們之前卻被稱為WNL星，早於WN5的沃爾夫–拉葉星仍有氫。

視頻

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