200px|мини|Volf-Rajeova zvezda WR 25, poznata i kao HD 93162 (najsjajnija zvezda pri dnu fotografije), najsjajnija je zvezda u našoj galaksiji, oko 6,3 miliona puta svetlija od Sunca. Volf–Rajeove zvezde (često nazivane -{WR}- zvezde) su evoluirane, vrele, masivne zvezde, sa veoma visokom stopom gubitka svoje mase. Njihova masa iznosi 20 i više solarnih masa;Volf-Rajeove zvezde, harvard.edu; pristupljeno: 2. januar 2014 temperatura je ekstremno velika i kreće se od 25 do 200 hiljada Kelvina, a u snažnom zvezdanom vetru brzine do 2000 km/s oni vrlo brzo gube svoju masu. Ove zvezde su i veome luminozne i njihov sjaj iznosi od nekoliko desetina hiljada do nekoliko miliona puta jači od Sunčevog sjaja. Najviše zrače u dalekom, ultraljubičastom i -{X}--spektru, ali nisu posebno uočljive u vidljivom spektru.Volf-Rajeova zvezda, COSMOS pristupljeno: 2. januar 2015.

Ova vrsta masivnih zvezda otkrivena je 1867. godine. Danas se zna da iako su malobrojne (1:10 000 000), vrlo su značajne za procese stvaranja hemijskih elemenata i imaju ključnu ulogu u životnim ciklusima zvezda. Njihov život je kratak, ali intenzivan. Imaju oko 10 milijardi snažniji zvezdani vetar od solarnog, za razliku od solarnog vetra koji nema uticaja na samu evoluciju Sunca, ali ima efekte poput polarne svetlosti ili smetnji na radio vezama, vetar Volf-Rajeovih zvezda utiče na njihovu evoluciju. On u snažnim naletima rapidno odnosi materiju sa njih, stvarajući utisak da zvezda isparava. Zbog ogromnih temperatura, oni imaju sposobnost da sagorevaju i teže elemente od ugljenika, azota i kiseonika, sve do gvožđa. Pri kraju života, zvezde se odupiru snažnom kolapsu sagorevajući teške elemente u svojim jezgrima. Od nastale temperature, nastaje veoma snažan vetar koji dostiže brzine i do 9 miliona km/h odnoseći pri tom sloj po sloj zvezde. Na kraju svog života, zvezde eksplodiraju kao supernove i od njih nastaje druga generacija zvezda.Wolf – Rayetove zvezde , dipl. ing. Drago I. Dragović, static.astronomija.co.rs; pristupljeno: 2. januar 2015.

Podela 300px|мини|Spektar zvezda -{WR137}-, -{WC7}- i jedne od prve tri identifikovane zvezde.

Volf–Rajeove zvezde se dele na tri klase u zavisnosti od dominantnog elementa, tj. najšire emisione linije u spektru: -{WN}- zvezde, kod kojih je dominantan azot, te stoga potiče -{N}- u nazivu, a ima malo ugljenika Najdominantnije linije azota su -{NIII}-, -{NIV}- i -{NV}-. -{WC}- zvezde, kod kojih je dominantan ugljenik i nema azota Najdominantnije linije ugljenika su -{CIII}- i -{CIV}-. -{WO}- zvezde, najređe, sa najvećom količinom kiseonika, a ugljenika manje od 1%. Najdominantnije linije kiseonika su -{OIII}- i -{OVI}-.

Dve klase -{WN}- i -{WC}- se dalje dele u zavisnosti od temperature na -{WN5-WN8}- zasnovane na relativnoj jačini talasnih dužina jednom jonizovanog i neutralnog helijuma na 541,1 nm i 587,5 nm. Volf-Rajeove emisione linije obično imaju proširen i apsorpcioni deo.

Spektralni niz -{WN}- je proširen na 8 podklasa od -{WN2}- do -{WN9}-, u zavisnosti od jačine linija -{NIII}- (463,4-464,1 nm i 531,4 nm), -{NIV}- linija (347,9-348,4 nm i 405,8 nm) i -{NV}- (460,3, 461,9 i 493,3-494,3 nm). +Klasifikacija WN spektra Spektralni tip Kriterijum Druge emisione linije WN2 NV slaba ili nije ni prisutna Jaka linija HeII WN2.5 NV prisutna, NIV ne postoji WN3 NIV << NV, NIII slaba ili ne postoji WN4 NIV ≈ NV, NIII slaba ili ne postoji WN5 NIII ≈ NIV ≈ NV WN6 NIII ≈ NIV, NV slaba WN7 NIII > NIV Slaba P-Cyg profil HeI, 468.6 nm HeII > NIII WN8 NIII >> NIV Jak P-Cyg profil HeI, 468.6 nm HeII ≈ NIII WN9 NIII > NII, NIV odsutna P-Cyg profil HeI WN10 NIII ≈ NII H Balmerova linija, P-Cyg profil HeI WN11 NIII slaba ili ne postoji , NII prisutna H Balmerova linija, P-Cyg profil HeI Detaljnije se mogu klasifikovati i -{WC}- i -{WO}- spektri.

+Klasifikacija WC spektra Spektralni tip Kriterijum WC4 CIV jaka, CII slaba, OV umerena WC5 CIII << CIV, CIV < OV WC6 CIII << CIV, CIV > OV WC7 CIII < CIV, CIV >> OV WC8 CIII > CIV, CII odsutna, OV slaba ili odsutna WC9 CIII > CIV, CII prisutna, OV slaba ili odsutna+Klasifikacija WO spektra Spektralni tip Kriterijum WO1 OVII ≥ OV, OVIII prisutna WO2 OVII < OV, CIV < OVI WO3 OVII slaba ili odsutna, CIV ≈ OVI WO4 CIV > OIV

Istorija posmatranja 200px|мини|лево|HD 184738, poznata i kao Kampbelova zvezda je planetarna galaksija u čijem centru se nalazi Volf-Rajeova zvezda.

Godine 1867. teleskopom Foucaut astronomi Čarls Volf i Džordž Raje su u pariskoj opservatoriji uočili tri Signus zvezde koje su imale široke emisione linije u neprekidom spektru. To su prve tri identifikovane Volf–Rajeove zvezde. Najveći broj zvezda u svom spektru imaju apsorpcione linije, tako da su ove zvezde bile neobični objekti.Volf-Rajeove zvezde su najmasivnije i najluminoznije poznate zvezde, Kristofer Kroket; pristupljeno: 2. januar 2015.

Edvard Pikering je teorijski pretpostavio da linije potiču od neobičnog stanja vodonika, poput stanja vodonika u Balmerovim serijama. Kasnije je potvrđeno da ove linije potiču od prisustva helijuma, koji je bio otkriven čak i kasnije od otkrića helijuma. Pikering je uočio sličnosti između Volf–Rajeovih zvezda i galaktičkog spektra, a zaključak iz ovih sličnosti je bio da su neke od Volf–Rajeovih zvezda centralne zvezde planetarnih galaksija.

Do 1929. godine širina emisionih linija se pripisivala Doplerovom efektu širenja, što bi značilo da se okolina gasa ovih zvezda mora kretati brzinama preko 300 km/s. To bi bilo moguće jedino da ovakve zvezde neprekidno izbaciju gas u atmosferu proizvodeći omotač galaktičkog gasa koji će se širiti kroz prostor. Pritisak od ovakvih talasa gasa uočen je kao radijacioni pritisak. Poznato je da veliki broj zvezda koje imaju Volf-Rajeov tip spektra su centralne vezde planetarnih galaksija, ali takođe veliki broj njih nije ni na kakav način povezan sa galaksijom.

Pored helijuma identifikovane su i emisione linije ugljenika, kiseonika i azota u njihovim spektrima. Međunarodna astronomska unija klasifikovala je 1938. godine sektre Volf-Rajeovih zvezda u tipove -{WN}-, -{WC}- i -{WO}-, u zavisnosti od toga da li su dominantne linije azota, ugljenika i kiseonika redom.

Fizičke osobine Volf–Rajeove zvezde su uobičajeni stepen u evoluciji veoma masivnih zvezda i tada su izražene njihove emisione linije helijuma, azota, ugljenika i kiseonika. Te jake emisione linije mogu se identifikovati u obližnjim galaksijama. U našoj galaksiji je identifikovano oko 500 Volf–Rajeovih zvezda. U poslednjih par godina, broj identifikovanih zvezda, tj. zvezda uvedenih u katalog, znatno se povećao kada su dobijeni rezultati fotometriјkih i spektroskopskih istraživanja u spektru bliskom infra-crvenom. U tim posmatranjima, posmatrana je prvenstveno galaktička ravan. Očekivano je da u lokalnoj grupi galaksija postoji nešto manje od 1.000 ovakvih zvezda, od kojih je u Magelanovim oblacima poznato 150, u M33 se zna za 206, a u M31 je uočeno 104. Istraživanja su pokazala da se van naše lokalne grupe nalaze još hiljade Volf–Rajeovih zvezda i kandidata za njih, a posebno ih ima u regionima u kojima ima ogromni broj zvezda.Wolf-Rayet Stars (Volf-Rajeova zvezda), Džon Hilier, kookaburra.phyast.pitt.edu; pristupljeno: 2. januar 2014.

Karakteristične emisione linije se formiraju u regionima gustih i vrlo brzih zvezdanih vetrova koji okružuju vrlo tople zvezdane fotosfere. U tim fotosferama proizvodi se jako velika količina ultra-ljubičastog zračenja koje izaziva fluorescenciju. Proces nastajanja emisionih linija sastoji se od -{CNO}- ciklusa (ugljenik-azot-kiseonik ciklus) u kojima je vodonik glavno gorivo, a kasnije dolazi do reakcija u kojima se koristi i helijum. Vodonik je glavno gorivo kod -{WN}- zvezda i tada su linije azota najšire emisione linije, dok se sagorevanjem helijuma dobijaju omotači bogati ugljenikom prisutni kod -{WC}- i -{WO}- zvezda sa najišim ugljenikovim i kiseonikovim linijama redom.Spektar Volf-Rajeovih zvezda , Zamisli univerzum (Imaging the Universe); pristupljeno: 2. januar 2015.

+Fizičke osobine prve populacije -{WN}- zvezda Spektralni tip Temperatura (K) Poluprečnik Masa Luminoznost Apsolutnamagnituda -{WN}-2 85.000 0,9 16 250.000 -2,6 -{WN}-3 85.000 2,3 19 220.000 -3,2 -{WN}-4 70.000 2,3 15 200.000 -3,8 -{WN}-5 60.000 3,7 15 160.000 -4,4 -{WN}-6 56.000 5,7 18 160.000 -5,1 -{WN6h}- 45.000 25 74 3.300.000 -7,5 -{WN7}- 50.000 6,0 21 350.000 -5,7 -{WN7h}- 45.000 23 52 2.000.000 -7,2 -{WN8h}- 40.000 22 39 1.300.000 -7,2 -{WN9h}- 35.000 23 33 940.000 -7,1

-{WNh}- zvezde se vrlo razlikuju od -{WN}- zvezda koje ne sadrže vodonik. Mnogo su masivnije i već, te iako imaju sličan spektar one su jedne od najluminoznijih zvezda koje postoje. Prve ovakve pronađene zvezde su u detektovane u Magelanovim oblacima.

+Fizičke osobine prve populacije WN/C zvezda Spektralni tip Temperatura (K) Poluprečnik Masa Luminoznost Apsolutna magnituda -{WO}-2 200.000 0,6 19 500.000 -2 -{WC}-4 117.000 1,0 10 160.000 -3,3 -{WC}-5 83.000 2,2 12 200.000 -4,1 -{WC}-6 78.000 2,9 14 320.000 -4,4 -{WC}-7 71.000 2,9 11 200.000 -4,2 -{WC}-8 60.000 4,2 11 200.000 -4,5 -{WC}-9 44.000 6,6 10 160.000 -5,2

Volf–Rajeove zvezde mogu pripadati ugljeničnom nizu (-{WC}-), što je posebno prisutno kod najkasnijih tipova, a uočljivo je po njihovoj proizvodnji prašine. Međuzvezdana prašina nastaje i kod usamljenih zvezda, ali je najčešće proizvod sudara zvezdanih vetrova sa dve zvezde koje se nalaze u dvojnom sistemu.

Nomenklatura 200px|мини|десно|WR 31a Prva tri kataloga Volf–Rajeovih zvezda nisu uvela nikakvu nomenklaturu za te zvezde. Godine 1962. izdavanjem četvrtog kataloga galaktičkih Volf–Rajeovih zvezda uvedeno je prebrojavanje zvezda u zavisnosti od njihove rektascenzije. U petom katalogu su korišćeni redni brojevi četvrtog kataloga sa prefiksom MR, a dodani su podaci o novim zvezdama sa prefiksom LS. Danas se ne koristi nijedna od ovih šema.

U šestom katalogu su uvedeni brojevi ovih zvezda koji se i danas koriste. Zvezde jesu poređane po rektascenziji. Novi podaci koji su uvedeni u sedmom katalogu su svrstane među postojeće dodavanjem odgovarajićih nastavaka za zvezde iz galaktičkog centra. Današnja posmatranja u kojima se uočava veliki broj novih zvezda koriste svoje prebrojavačke sisteme.VII katalog galaktičkih Volf-Rajeovih zvezda , Karel A. van der Hucht, New Astronomy Reviews; pristupljeno: 2. januar 2015.

U drugim galaksijama ove zvezde se prebrojavaju na drugačije načine. U galaksiji Velikih Magelanovih oblaka prisutna je nomenklatura iz četvrtog kataloga prve populacije Volf–Rajeovih zvezda. U Malim Magelanovim oblacima, zvezde se prebrojavaju primarno najčešće sa AB i brojem, a do sad ih je zabeleženo 12.

Evolucija Iako su i danas mnoge faze evolucije ovih zvezda neproučene, postoje spekulacije o životu ovih zvezda i upoređivane su sa zvezdanim evolucijama manjih i zvezdama sa dužim životnim vekom.

Prvobitne ideje 200px|мини|лево|Na slici gigantske galaksije NGC 3603, vide se zvezde u različitim fazama životnog ciklusa.

Godine 1965. astronom Rublef je pretpostavio, a kasnije i astronom Konti 1976. da klasa Volf-Rajeovih zvezda potiče od masivnih zvezda spektralne klase O u kojima postoje jaki zvezdani vetrovi koji raznose razne delove zvezde u okolni prostror. Ova hipoteza se pokazala istinitom u principu, ali je proces nastajanja WR zvezde od O zvezde u mnogome komplikovaniji.

Rani modeli evolucije masivnih zvezda su pokazali da one evoluiraju prilično daleko od glavnog niza hladeći se i postajući najpre plavi, a zatim superdžinovi. Jednostavni modeli nuklearne fuzije su pokazali da ovi superdžinovi sagorevaju i teške elemente pre nego što eksplodiraju kao supernove, ali ne postaju Volf–Rajeove zvezde.