ウォルフ・ライエ星（ウォルフ・ライエせい、WR星、WR型星、WR star、Wolf-Rayet star）は、電離されたヘリウムや高階電離された炭素、酸素、窒素の幅の広い輝線を示す特殊なスペクトルを持つ青色巨星。右のHR図上では最も左上の領域（「WR型星」）を占め、表面温度は30,000 ケルビン (K) から100,000 K、光度は太陽の3万倍から100万倍にも達する。1867年に初めてこの種の恒星の存在を発見したフランスのシャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエ にちなんで名付けられた。
誕生時の質量が25太陽質量 (M) 以上の恒星は、その進化の途上ですべてウォルフ・ライエ星の段階を経て、Ib・Ic型の超新星爆発でその生涯を終えると考えられている。
肉眼で見える恒星では、ほ座γ星（1.83等）とはえ座θ星（5.53等）がウォルフ・ライエ星に分類されている。また、既知の恒星で最大級の質量を持つとされるタランチュラ星雲のR136a1もウォルフ・ライエ星である。
概要
恒星の中心核の水素がすべてヘリウムへと変換され、水素殻燃焼とヘリウム燃焼の段階に入ると、主系列から外れて外層の膨張が始まる。低質量星では膨張につれて表面が低温になるため赤色巨星となるが、初期質量が40Mを超えるような大質量星では恒星風が強いため、膨張の過程で重力による束縛が振り切られ、水素に富んだ外層が吹き飛ばされ失われてしまう。そのため高温の内部が露出して青色巨星となる。これが、ウォルフ・ライエ星である。吹きとばされたガスが星の周囲に散光星雲として輝いていることもある。
スペクトル中に水素の線が無いという特徴は、水素の外層を失っていることによる。また、ヘリウムや炭素、窒素の幅の広い輝線は、恒星風によって吹き飛ばされている電離したこれらの原子を含むガスから発せられる輝線が、ガスの運動速度が非常に大きいためにドップラー効果によって幅が広がっているものとして説明される。高光度青色変光星 (LBV) と同様に、ウォルフ・ライエ星の輝線には短波長側に幅の広い吸収線が存在する「P Cyg プロファイル」と呼ばれる特徴を持つものが多い。これは、観測者側方向の恒星風領域によって吸収される波長がドップラー効果によって本来の波長よりも短くなることによって起こされるもので、強力な恒星風と星周物質の存在を示唆している。このドップラーシフトから計測されるガスの速度は毎秒1,000 キロメートルにも達する。
ウォルフ・ライエ星は、そのスペクトル中の輝線の現れ方により、ヘリウムと窒素の輝線が強い WN型、ヘリウムと炭素の輝線が強いWC型、WC型の特徴に加えて酸素の輝線が強いWO型に分類される。水素の外層が失われたことで、CNOサイクルで作られた重元素が観測されるようになったものがWN型、さらに外層が吹き飛ばされてヘリウム燃焼層が直接見られるようになったものが WC型やWO型と考えられている。
ウォルフ・ライエ星は、大質量星の一生の末期の姿であり、最期は超新星爆発を起こすものと考えられている。水素の外層を持たないウォルフ・ライエ星の起こす超新星爆発は、スペクトルに水素の吸収線がないIb型かIc型で、ヘリウムの外層が残っているWN型やWC型が起こす超新星爆発はIb型、ヘリウムの外層がほとんど残っていないWO型はIc型の超新星爆発を起こすと考えられている。
既知のウォルフ・ライエ星の6割は連星系を成しており、伴星のほとんどがO型星またはB型星である。単独星のウォルフ・ライエ星のX線光度は可視光光度の1000万分の1程度であるのに対して、連星系では1000分の1にも達するものがある。これは、ウォルフ・ライエ星と伴星の恒星風が衝突することで発生する衝撃波によってX線が放出されているものと考えられている。
観測史
1867年、シャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエは、パリ天文台での観測中に、はくちょう座の領域にあるHD 191765、HD 192103、HD 192641の3つの星のスペクトル中に、連続スペクトルとは異なる、幅の広い輝線の帯があることを発見した。ほとんどの天体は、特定の周波数で光エネルギーを吸収する元素に覆われているため、そのスペクトル中に吸収線または吸収帯を持つだけであり、幅の広い輝線の帯を持つこれらの星は明らかに特異な天体であった。
ウォルフ・ライエ星のスペクトル中の輝線帯の性質は、その後数十年間謎のままであった。エドワード・ピッカリングは、この輝線は水素の異常な状態に起因するものとして理論化し、この「ピッカリング系列」の輝線は半整数の量子数が置換されたときのバルマー系列に似たパターンをたどっていることがわかった。後に、これらの線は1868年に発見されたヘリウムの存在に起因することが示された。ピッカリングは、ウォルフ・ライエ星のスペクトルと星雲のスペクトルの類似性に着目し、ウォルフ・ライエ星の一部または全てが惑星状星雲の中心星 (CSPNe, center stars of planetary nebulae) であるという結論に至った。
1929年までに、輝線帯の幅はドップラー効果によるものであり、従ってこれらの星を取り囲むガスが視線方向に300 - 2,400キロメートル毎秒の速度で移動しているに違いないと考えられていた。結論は、ウォルフ・ライエ星は絶えずガスを宇宙空間に放出しており、星雲状ガスのエンベロープの膨張を引き起こしているということであった。観測された高速のガス放出を生み出す原動力は、恒星の放射圧である。ウォルフ・ライエ星型のスペクトルを持つ星の多くがCSPNeであることはよく知られていたが、明らかな惑星状星雲やその他の目に見える星雲とは全く関係のない多くのウォルフ・ライエ星があることも知られていた。
ヘリウムに加え、カーライル・ビールズは、ウォルフ・ライエ星のスペクトル中に炭素、酸素、窒素の輝線があることを明らかにした。1938年、国際天文学連合は、スペクトル中で窒素の輝線か炭素と酸素の輝線かのどちらが相対的に支配的であるかを基準として、ウォルフ・ライエ星をWN型とWC型に区分した。
1969年には、強いOの輝線を持ついくつかのCSPNeが新たな「O系列」あるいはOVI型としてグループ化された。これらの星は後に典型的なウォルフ・ライエ星と区別して[WO]星と呼ばれるようになった。少し後に惑星状星雲と関連性のない似たスペクトルを持つ星が報告され、最終的に種族Iのウォルフ・ライエ星にもWO型の分類が採用された。
分類
ウォルフ・ライエ星は、そのスペクトルにヘリウム、窒素、炭素、ケイ素、酸素の強く幅の広い輝線が含まれること、および水素の輝線が弱いか全く存在しないことに基づいて分類された。最初の分類法では、電離された窒素 (N, N, N) が支配的な輝線を持つ星と、電離された炭素 (C, C) や酸素 (O - O) が支配的な輝線を持つ星に分けられ、それぞれWN型とWC型と呼ばれた。WN型とWC型は、541.1nmのHeと587.5nmのHe線の相対強度に基づいて、さらにWN5 - WN8とWC6 - WC8の温度系列に細分化された。電離された酸素の輝線が炭素の輝線より支配的となるような高温の星はWO型としてWC型と区別されているが、元素の構成に違いはないと見られている。正式には、WC型とWO型は、Cの輝線の有無で区別されている。また、一般的にWC型のスペクトルには、WO型のスペクトルに強く見られるO線がない。
同じスペクトル分類でも、高温のWRのサブクラスは「早期型 (early, E)」、低温のサブクラスは「晩期型 (late, L)」として表される。WNEとWCEは早期型のスペクトルを、WNLとWCLは晩期型のスペクトルを示しており、その境界線はおよそ6か7の辺りとされる。なお晩期型のWO型星は存在しない。WNE星は水素が少ない傾向が強く、WNL星のスペクトルには水素線が含まれていることが多い。
WN型 WN型のスペクトル系列は、さらにWN2 - WN9へと拡張され、その定義もN線における463.4 - 464.1 nmと531.4 nm、N線における347.9 - 348.4 nmと405.8 nm、および線における460.3 nm、461.9 nm、493.3-494.4 nmの、相対的な強さに基づいて洗練された。これらの線はヘリウム輝線が強くまた変動している波長領域から外れており、線の強度は温度とよく相関している。WN2 - WN5の星は「早期型 (early) 、WNE」、WN7 - WN9の星は「晩期型 (late) 、WNL」に分けられる。WN6は早期と晩期の両方に跨っている。WN型とOfpe型との中間的なスペクトルを持つ恒星はOfpe/WN9と分類されてきたが、WN10やWN11というクラスが使われることもある。水素の輝線が存在するWN星には h、水素の輝線と吸収線が共に存在するWN星には ha の接尾辞が使われることもある。
+WN型スペクトルの分類 スペクトル型 旧基準 改訂後の基準 その他の特徴 WN2 Nは弱いか無い NとNは無い Heが強く、Heはない WN2.5 Nはあるが、Nを欠く 廃止されたクラス WN3 N ≪ N、Nは弱いか無い HeII/HeI > 10, HeII/CIV > 5 特異なプロファイル、予測不可能なNの強さ WN4 N ≈ N、Nは弱いか無い 4 < He/He < 10, N/N > 2 Cの存在 WN4.5 N > N、Nは弱いか無い 廃止されたクラス WN5 N ≈ N ≈ N 1.25 < He/He < 8, 0.5 < N/N < 2 N または C > He WN6 N ≈ N、Nは弱い 1.25 < He/He < 8, 0.2 < N/N < 0.5 C ≈ He WN7 N > N 0.65 < He/He < 1.25 弱いP-CygプロファイルのHe、He > N、C > He WN8 N ≫ N He/He < 0.65 強いP-CygプロファイルのHe、He ≈ N、Cは弱い WN9 N > N、Nは無い N > N、Nは無い P-CygプロファイルのHe WN10 N ≈ N N ≈ N バルマー線、P-CygプロファイルのHe WN11 Nは弱いか無い、Nの存在 N ≈ He、Nは弱いか無い バルマー線、P-CygプロファイルのHe、Feの存在
WNh型 水素を持たない晩期型WN星や、WN5のように水素を持つWN星も存在するが、以前はまとめてWNL星と呼ばれていた。スペクトルに水素線を持つ晩期型のWN星は水素を持たないウォルフ・ライエ星とは異なる進化のステージにあるとする理解が進んだことから、これらの星を一般のWN星と区別するためにWNh型という用語が導入された。現在知られている質量の大きな恒星の多くがWNh型星であり、例えばR136a1やNGC 3603-A1などにはスペクトルに水素の線が見られる。このことは、これらの恒星がウォルフ・ライエ星としての性質を持ちながらも、水素の外層が存在する比較的若い星であることを示唆している。このような若いWN型ウォルフ・ライエ星には、典型的なWN型と区別するためにWNh型という分類が用いられる。
WNha型 WNha型のウォルフ・ライエ星は、若く大質量の星団で観測される。「ha」という接尾辞は、水素が吸収線と輝線の両方で見られることを示す。これらの星は、標準的な分光学的な観点からするとWN型の中・晩期の特徴を持つが、実際にはヘリウム燃焼の段階にある典型的なWN星ではなく、比較的早い進化段階にあって強い恒星風を発している大質量のO型星であると考えられている。その初期質量は65 - 110太陽質量にも及ぶ大質量星にも及び、現段階でも中心核では水素核融合が続いているとされる。
Slash stars 似たような表面温度を持つO型星とウォルフ・ライエ星との区別は、電離されたヘリウム、窒素、炭素、酸素の強い輝線があるかどうかにかかっているが、スペクトルの特徴が中間的であったり、紛らわしかったりする星も数多くある。例えば、高光度のO型星ではヘリウムや窒素の輝線が見られるのに対して、一部のウォルフ・ライエ星では水素の輝線や弱い輝線、さらには吸収成分が見られるものもある。これらの星には、O3If/WN6のようなスペクトル型が与えられ、「Slash star」と呼ばれている。
O型の超巨星は、ヘリウムや窒素の輝線や吸収線の輝線成分を発生させることがある。これらは、この型の星に特有のスペクトル特異性を表す接尾辞で示される。 f は N と He の輝線を持つ f は N と He の輝線を持ち、N が N よりも強い。 f は N と He に加えて、Si の輝線を持つ ()は、輝線ではなく He の吸収線を持つ （例 (f)） (()) は、He の強い吸収線と、N の薄い輝線を持つ（例 ((f))
これらの接尾辞は、pやaなどの一般的なスペクトル型修飾子と組み合わせることもできる。一般的な組み合わせとして、OIafpe や OIf、Ofpe などがある。1970年代には、純粋に吸収線を持つO型から一義的なウォルフ・ライエ星までスペクトルの連続性が存在することが認識されていたが、一部の中間星にO8Iafpe か WN8-aかどちらのスペクトル型が与えられるべきかははっきり決められていなかった。この状況に対処するため、スラッシュ表記が提案され、例えば Sk−67°22 には O3If*/WN6-A というスペクトル型が割り当てられた。OIf、OIf/WN と WN型 を区別する基準は一貫性を持つように改善された。Slash star分類は、HにP Cygniプロファイルが見られるときに使われる。H線は、O型超巨星では吸収線として、WN星では輝線として現れる。
Slash star のスペクトル型は、各タイプの標準星を基に、窒素の463.4 - 464.1 nm、405.8 nm、と 460.3-462.0 nm の輝線を基準として決められる。 +Slash starの分類 スペクトル型 標準星 規準 O2If*/WN5 Melnick 35 N ≫ N, N ≥ N O2.5If*/WN6 WR 25 N > N, N < N O3.5If*/WN7 Melnick 51 N < N, N ≪ N
Ofpe/WN星には、別のSlash star用のスペクトル型が使われている。これらの星は、O型超巨星のスペクトルに加えて、窒素とヘリウムの輝線とP Cygniプロファイルを持っている。あるいは、電離レベルが異常に低く、水素があるWN星と考えることもできる。これらの星のスラッシュ表記は議論の的になっており、ウォルフ・ライエ星の窒素系列をWN10とWN11に拡張するという代替案もあった。別の著者はWNha表記を好んで使い、例えばWR 108はWN9haとした。最近の推奨は、447.1nmのHe線が吸収線である場合は O8Iaf のようなO型スペクトルを使用し、線がP Cygniプロファイルを持っている場合には WN9h または WN9ha のWN型を使用することである。しかし、Ofpe/WNのスラッシュ表記やWN10、WN11の分類は現在でも広く使われている。
O型星とウォルフ・ライエ星の両方の特徴を含むスペクトルを持つ星の第三のグループが確認された。大マゼラン雲にある9つの星が、WN3とO3Vの両方の特徴を含むスペクトルを持っているが、連星系のようには見えない。小マゼラン雲にあるウォルフ・ライエ星の多くは、かなり初期のWNスペクトルと高い励起吸収スペクトルを持っている。これらは、典型的なWN星に繋がるミッシングリンクであるか、低質量の伴星による潮汐剥離の結果であるか、いずれかの可能性が示唆されている。
WC型 WC型のスペクトル系列は WC4 - WC11 に拡張されたが、いくつかの古い論文では WC1 - WC3 も使用されていた。WCのサブタイプを区別するために使用される主な輝線は、C (426.7 nm) 、C (569.6 nm)、C (465.0 nm) 、C (580.1-581.2 nm)、および O（および O）ブレンド (557.2-559.8 nm) である。WC10とWC11を含む形で系列が拡張され、サブクラスの基準は主に、炭素と酸素の存在量のばらつきに関係なく電離度に依存して決まる炭素線の相対的な強さに基づいて定量化された。 +WC型スペクトルの分類スペクトル型 旧基準 定量的基準 その他の特徴 主 副 WC4 C は強く、C は弱い O は中程度 C/C > 32 O/C > 2.5 O は弱いか無い WC5 C ≪ C, C < O 12.5 < C/C < 32 0.4 < C/O < 3 O は弱いか無い WC6 C ≪ C, C > O 4 < C/C < 12.5 1 < C/O < 5 O は弱いか無い WC7 C < C, C ≫ O 1.25 < C/C < 4 C/O > 1.25 O は弱いか無い WC8 C > C, C は無く、O は弱いか無い 0.5 < C/C < 1.25 C/C > 10 He/He > 1.25 WC9 C > C, C は有り、O は弱いか無い 0.2 < C/C < 0.5 0.6 < C/C < 10 0.15 < He/He < 1.25 WC10 0.06 < C/C < 0.15 0.03 < C/C < 0.6 He/He < 0.15 WC11 C/C < 0.06 C/C < 0.03 He は無い WO型 WO星では、C (580.1 nm) 、O (340.0 nm) 、O（およびO）ブレンド (557.2-559.8 nm) 、O (381.1-383.4 nm) 、O (567.0 nm) 、O (606.8 nm) が主な輝線として用いられている。この系列はWO5型を含むように拡張され、O/CとO/Oの相対強度に基づいて定量化された。後に、典型的なウォルフ・ライエ星から惑星状星雲の中心星 (CSPNe, center stars of planetary nebulae) にわたって矛盾のないようにスキームが再設計され、WO5のクラスを廃止しWO1からWO4までの系列に戻され、区分が調整された。 +WO型スペクトルの分類スペクトル型 旧基準 定量的基準 その他の特徴 主 副 WO1 O ≥ O、Oの存在 O/O > 12.5 O/C > 1.5 O ≥ O WO2 O < O、C < O 4 < O/O < 12.5 O/C > 1.5 O ≤ O WO3 Oは弱いか無い、C ≈ O 1.8 < O/O < 4 0.1 < O/C < 1.5 O ≪ O WO4 C ≫ O 0.5 < O/O < 1.8 0.03 < O/C < 0.1 O ≪ O
接尾辞 最新の詳細な研究により、主となるスペクトル分類に以下の接尾辞を付けることで、スペクトルの特徴を追加して示すことができるようになった。 h : 水素の輝線の存在を示す。 ha : 水素の輝線と吸収線の存在を示す。 w : 線が弱いことを示す。 s : 線が強いことを示す。 b : 線の幅が広く強いことを示す。 d : ダストの存在を示す。変光 (variable) があれば vd、周期性 (periodic) があれば pd、一時的 (episodic) であれば ed と表すこともある。
ウォルフ・ライエ星のスペクトル分類は、密度の高い星雲やダスト、連星系の伴星などとの関連性が高いため、複雑なものとなっている。"+OB" という接尾辞は、より普通の伴星による吸収線の存在を示すために用いられ、起源不明の吸収線の存在には "+abs "が用いられている。
その他の分類 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とC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。 特徴 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。
+天の川銀河内にある種族IのWN星の物理的特徴 スペクトル型 表面温度 (K) 半径 () 質量 () 光度 () 絶対等級 例 WN2 141,000 0.89 16 280,000 -2.6WR 2 WN3 85,000 2.3 19 220,000 -3.2WR 46 WN4 70,000 2.3 15 200,000 -3.8WR 1 WN5 60,000 3.7 15 160,000 -4.4WR 149 WN5h 50,000 20 200 5,000,000 -8.0R136a1 WN6 56,000 5.7 18 160,000 -5.1CD Crucis WN6h 45,000 25 74 3,300,000 -7.5NGC 3603-A1 WN7 50,000 6.0 21 350,000 -5.7WR 120 WN7h 45,000 23 52 2,000,000 -7.2WR 22 WN8h 40,000 22 39 1,300,000 -7.2WR 124 WN9h 35,000 23 33 940,000 -7.1WR 102ea
WNh星は、水素を欠くWN星とは全く異なる天体であることがわかる。スペクトルが似ていることを除けば、WNh星はより重く、より大きく、既知の恒星で最も明るい星々である。天の川銀河内のWNh星は、大小マゼラン雲のWNh5星とほぼ同じくらい早い時期に発見されている。WNh星のスペクトルに見られる窒素は、CNOサイクルで核融合されたものが、中心核の水素核融合の段階で自転と対流による混合によって恒星の表面に浮き上がってきたものであり、中心核でヘリウム核融合が始まった段階で外層が失われたものではない。
+天の川銀河内にある種族IのWO/C星の物理的特徴 スペクトル型 表面温度 (K) 半径 () 質量 () 光度 () 絶対等級 例 WO2 200,000 0.7 19 630,000 -1.7WR 142 WC4 117,000 0.9 10 158,000 -4.0WR 143 WC5 83,000 3.2 12 398,000 -4.1はえ座θ星 WC6 78,000 3.6 14 501,000 -4.3WR 45 WC7 71,000 4.0 11 398,000 -4.2WR 86 WC8 60,000 6.3 11 398,000 -4.5ほ座γ星 WC9 44,000 8.7 10 251,000 -6.1WR 104
いくつかのWC星では、特に晩期型では、ダストの生成が目立っている。これは通常、連星系で見られる特徴であり、よく知られた連星系WR 104のように、ペアとなる星同士の恒星風が衝突して生じるものである。しかしながら、この過程は単独星にも見られる。
惑星状星雲の中心星のおよそ1割は、通常は0.6 程度と軽い質量しか持っていないにもかかわらず、観測上はWR型の特徴（ヘリウム、炭素、酸素の幅の広い輝線）を示すものがある。[WR] と呼ばれるこれらの天体は、進化した低質量星の末裔であり、WR型の大半を占める非常に若く質量の大きな種族Iの恒星ではなく、白色矮星に近い天体である。これらの天体は、現在では一般的にウォルフ・ライエ星と呼ばれるクラスから除外されており、「ウォルフ・ライエ型星 ( Wolf-Rayet-type star)」と呼ばれている。
金属量 ウォルフ・ライエ星の数や性質は、その前駆星の化学組成によって異なる。この違いの主な原因は、金属量の違いによる質量損失の比率である。金属量が高いほど質量損失が大きくなり、大質量星の進化とウォルフ・ライエ星の性質にも影響を与えることとなる。質量損失が大き過ぎると、鉄の中心核が成長して崩壊する前に外層が失われてしまうため、質量の大きな赤色超巨星は超新星として爆発する前に高温に戻ってしまい、最も質量の大きな恒星ではその進化の過程で赤色超巨星に進化することはない。ウォルフ・ライエ段階では、質量損失が大きくなると、対流コアの外側の層の消耗が激しくなり、表面の水素の存在量が減少し、ヘリウムがより急速に剥がれ落ちてWC型スペクトルを見せるようになる。
このような傾向は、局所銀河群の様々な銀河で観測されており、天の川銀河内では太陽系に近いレベル、アンドロメダ銀河ではやや低いレベル、大マゼラン雲ではさらに低いレベル、小マゼラン雲でははるかに低いレベルと、金属量にばらつきが見られる。個々の銀河の中でも金属量の違いが見られ、さんかく座銀河と天の川銀河では銀河の中心に近い方が高い金属量を示し、アンドロメダ銀河では銀河ハローよりも銀河円盤の方が高い金属量を示している。また、小マゼラン雲は恒星形成率に比べてウォルフ・ライエ星が少なく、WO星1つを除いてWC星が全くないのに対し、天の川銀河はWN星とWC星の数がほぼ同数で、ウォルフ・ライエ星の総数が多く、その他の主要な銀河ではWC星よりWN星のほうが多く、ウォルフ・ライエ星の総数がやや少ない。大マゼラン雲と、特に小マゼラン雲のウォルフ・ライエ星は輝線が弱く、恒星大気中の水素比率が高くなる傾向がある。小マゼラン雲のウォルフ・ライエ星はそのほとんどが、恒星風が弱くその光球を完全に隠し切れていないため、早期型スペクトルの星でも水素の輝線や吸収線まで示す。