Звезда Вольфа — Райе

высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием

в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (N[III] — N[V], C[III] — C[IV], O[III] — O[V]). Название класса звёзд связано с именами французских астрономов Шарля Вольфа и Жоржа Райе, впервые обративших внимание на особенности в их спектрах в 1867 году.

Иллюстрация туманности M1-67 около звезды Вольфа — Райе WR 124

интенсивности в центре линий иногда в 10—20 раз превосходят интенсивность

соседних участков непрерывного спектра. Главной наблюдательной особенностью спектров звёзд Вольфа — Райе, наряду с большими ширинами и интенсивностями эмиссионных линий, является одновременное присутствие в их спектрах сравнительно низкотемпературного континуума (цветовая температура непрерывного излучения в видимой области спектра ~10—20 тыс. К) и линий атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) потенциалами ионизации, что соответствует температуре до 100 тыс. К.
Спектры, характерные для звёзд Вольфа — Райе, имеют также ядра некоторых планетарных туманностей. Массы и светимости этих ядер много меньше, чем у «классических» звёзд Вольфа — Райе. Аналогичные спектры наблюдаются также у новых звёзд спустя некоторое время после вспышки.

углеродную (WC). В спектрах звёзд первой последовательности в основном содержатся

линии азота, а в спектрах второй — линии углерода и кислорода. В спектрах звёзд обеих последовательностей присутствуют линии гелия и водорода, однако линии водорода слабы и оценки относительного химического состава неизменно показывают, что атомов водорода в атмосферах звёзд Вольфа — Райе в несколько раз меньше, чем атомов гелия.

звёзд Вольфа — Райе, светимость которых в среднем в 4000 раз

превышает светимость Солнца. Причем примерно 100 звёзд этого типа найдено в Большом Магеллановом облаке и всего 12 в Малом — спутниках Млечного Пути;
В самом Млечном Пути звёзды Вольфа — Райе находятся преимущественно в областях спиральных ветвей и часто связаны с газопылевыми туманностями и скоплениями горячих звёзд главной последовательности. Температура фотосферы звёзд Вольфа — Райе превышает 50 000 градусов Цельсия. Их радиусы составляют 10—15 радиусов Солнца, а массы порядка 10 масс Солнца. Абсолютные звёздные величины звёзд Вольфа — Райе достигают −6,8m. Многие звёзды Вольфа — Райе входят в состав тесных двойных звёзд. Спутник звезды Вольфа — Райе принадлежит обычно к горячим звёздам главной последовательности спектрального класса О. В большинстве известных систем WR + ОВ массы звёзд Вольфа — Райе меньше масс их спутников.

происходит мощное истечение вещества. Ширины эмиссионных линий соответствуют скоростям истечения 1000—2000 км/с,

что для известных средних характеристик этих звёзд превышает параболическую скорость (то есть звезда постепенно теряет вещество). Некоторые эмиссионные линии имеют абсорбционные компоненты с коротковолновой стороны, что свидетельствует в пользу модели радиального истечения вещества. Скорость потери массы звёзд Вольфа — Райе, оцениваемая из анализа спектроскопических данных, составляет в год. Эта оценка сильно зависит от принятой модели истечения (ускоренное, замедленное) и от локализации областей формирования эмиссионных линий в протяжённой атмосфере. Анализ изменения периода двойной системы V 444 Cyg со звездой Вольфа — Райе WN5 дал возможность прямо оценить скорость потери массы. Она оказалась равной

атмосферах звёзд Вольфа — Райе. Поскольку в протяжённой атмосфере отсутствует локальное термодинамическое

равновесие, кинетическая температура электронов может сильно отличаться от температуры выходящего излучения. Значение электронной температуры Те, полученное из анализа затмений в ИК-диапазоне спектра в двойной системе V 444 Лебедя, оказалось сравнительно низким (Te > 50 000 К) и убывает с высотой в протяжённой атмосфере. Это вместе с высокой температурой ядра (более  К) является веским аргументом в пользу рекомбинационного механизма возбуждения эмиссионных линий.