Субгигант — бывшая звезда Главной Последовательности, подобная Солнцу или несколько более массивная, чем Солнце, в которой иссякло в ядре водородное топливо. Во время рождения и последующего сжатия протозвезда постепенно сжимается, и при массе около солнечной становится желтой звездой (то есть, желтым карликом Главной последовательности). До сжатия звезда имеет большие размеры и красный цвет (так называемый «молодой красный гигант», в отличие от «старых красных гигантов»), но в ней еще не протекают термоядерные реакции. После начала термоядерных реакций звезда стабильно светит от 10 миллионов лет для массивных звезд с массой около 50 масс Солнца (в нашей Галактике такие звезды практически не встречаются, это же касается и других галактик, за исключением неправильных галактик), для малых звезд с массой около 1 массы Солнца этот период равен 10–11 миллиардов лет.
     После того, как топливо в звезде кончилось, звезда начинает сжиматься и разогреваться. Как только в звезде начинается горение гелия, звезда расширяется и становится красным гигантом. Однако такое расширение наступает не сразу, а спустя значительное время, для этого необходим разогрев недр звезды до ста миллионов градусов Цельсия, в ядре же, скажем, Солнца, температура намного ниже — 15 миллионов градусов. Именно тот период, когда в недрах звезды не началось горение гелия, но она уже сошла со стадии Главной Последовательности (начали гореть более внешние слои), и звезда еще не раздулась в десятки раз, и называется стадией субгиганта.
     Основные признаки субгиганта:

1. Звезда повышает свой спектральный класс, разогревается и расширяется. Такие изменения, к примеру, в настоящее время характерны для Проциона. При этом разогрев осуществляется примерно на 1500 градусов, он не очень значителен.
2. Масса субгиганта обычно равна 1–5 массам Солнца. Более массивные звезды тоже проходят эту стадию, но она нечетко выражена, к тому же у массивных звезд гореть начинают и последующие слои: углерод, кислород, кремний, вплоть до железа.
3. Звезда имеет большой возраст (для малых звезд), то есть ее возраст как раз составляет тот возраст, в течении которого она могла сжигать водородное топливо.
4. Время жизни субгиганта составляет 10–100 миллионов лет.

     Двойная звезда — это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс. Иногда встречаются системы из трёх и более звёзд; в таком общем случае система называется кратной звездой.
     Двойные звёзды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены), называются видимыми двойными или визуально-двойными, однако компоненты большинства двойных систем слишком близки друг к другу и находятся на слишком большом расстоянии, чтобы их можно было различить даже в самые мощные телескопы. Однако даже в этом случае их двойственность может быть обнаружена по некоторым другим признакам — колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою (затменные переменные), и периодическим смещениям спектральных линий (спектрально-двойные). В случае если двойная звезда обладает достаточно большим собственным движением, можно наблюдать отклонение траектории движения по небесной сфере от прямой её главного компонента.
     Иногда бывает, что две физически никак не связанные между собой звезды случайно проецируются на очень близкие друг к другу точки небесной сферы. Такие звёзды называются оптически-двойными — в противоположность «истинным», физически-двойным.
     Двойные звёзды, компоненты которых активно взаимодействуют между собsой, обмениваясь веществом, называют тесными двойными звёздами или тесными двойными системами.
     Двойные звёзды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром масс этих звёзд. Если расстояние между партнёрами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже больше. Для тесных систем орбитальный период может составлять всего несколько часов. В случае, когда две достаточно массивные звезды вращаются вокруг общего центра тяжести на близком расстоянии друг от друга, становятся заметными релятивистские эффекты, такие как смещение периастра и сокращение орбитального периода за счёт излучения системой гравитационных волн (последнее приводит к тому, что в конце концов две звезды сталкиваются).
     Существуют разные двойные звёзды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звёзды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звёзд, анализируя их взаимодействие, можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звёзд. Как правило, эти звёзды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звёзды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.
     Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звёзд.
     Возможность существования планет в системах двойных и тройных звёзд долгое время считалась крайне маловероятной. Однако недавно такая планета была обнаружена.

     «Новые звёзды», в астрономической литературе обычно просто «Новые» (англ. Nova (ед. число), Novae (мн. число)) — звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в ~10³–10⁶ раз (в среднем увеличение светимости в ~10⁴, блеска ~ 12 звёздных величин).
     Все новые звёзды (как и новоподобные и катаклизмические переменные) являются тесными двойными системами, состоящими из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности, либо достигшей в ходе эволюции стадии красного гиганта и заполнившей свою полость Роша. В таких системах происходит перетекание вещества внешних слоев звезды-компаньона на белый карлик через окрестности точки Лагранжа L1, перетекающее вещество образует вокруг белого карлика аккреционный диск, скорость аккреции на белый карлик постоянна и определяется параметрами звезды-компаньона и отношением масс звёзд-компонентов двойной системы; состав падающего на белый карлик газа типичен для внешних слоёв красных гигантов и звёзд главной последовательности — более 90% водорода.
     Белые карлики представляют собой "выгоревшие" ядра красных гигантов, в ходе эволюции сбросивших свою оболочку; их состав зависит от массы исходной звезды: эволюция менее массивных звёзд ведёт к гелиевым белым карликам, в результате эволюции звёзд с большей массой, в ядре которых шла тройная гелиевая реакция образуются углеродные белые карлики. В любом случае для развития вспышки новой ключевыми являются два фактора: крайне низкое содержание водорода и вырожденное состояние вещества белого карлика.
     Аккрецируемый газ накапливается на поверхности белого карлика, образуя обогащённый водородом слой, из-за крайне высокого ускорения свободного падения на поверхности белого карлика (~10⁸ см/с²) этот слой находится в вырожденном состоянии и дополнительно разогревается потоком из аккреционного диска, скорость падения которого составляет ~1000 км/с. По мере накопления в поверхностном слое водорода и повышения температуры в обогащённом водородом слое начинают идти термоядерные реакции CNO-цикла, этому способствует и проникновение в вырожденный поверхностный слой углерода из нижележащих слоёв белого карлика. В невырожденных условиях энерговыделение идущих в веществе термоядерных реакций, приводящее к повышению температуры, приводит к росту давления и, соответственно, расширению, понижению плотности и снижению скорости ядерных реакций (пропорциональной плотности и температуре) - т.е. установлению саморегулирующегося гидростатического равновесия, как это происходит в недрах звёзд главной последовательности. Результатом является взрывоподобное ускорение реакций термоядерного синтеза в богатой водородом оболочке, температура резко возрастает до снятия вырождения при данной плотности и формируется ударная волна, сбрасывающая верхний слой водородной оболочки белого карлика в окружающее пространство. Такое взрывное нарастание скорости термоядерных реакций в вырожденном звёздном веществе является достаточно типичным явлением: сходную природу имеют гелиевые вспышки красных гигантов и углеродная детонация в вырожденных ядрах массивных звёзд и массивных белых карликов при превышении предела Чандрасекара.
     Вскоре после вспышки начинается новый цикл аккреции на белый карлик и накопления водородного слоя и, через некоторое время, определяемое темпами аккреции и свойствами белого карлика, вспышка повторяется. Интервал между вспышками составляет от десятков лет у повторных новых до тысяч лет у классических новых звёзд.
     Новые имеют хорошие шансы быть использованными в качестве стандартных свеч. Пусть, к примеру, распределение её абсолютной звёздной величины бимодально, с основной вершиной в –7,5 и меньшей в –8,8. Кроме того, абсолютная звёздная величина новой остаётся приблизительно одинаковой (–5,5) около 15 дней после взрыва. Определение расстояний галактик и скоплений галактик при помощи новых дают такую же точность, как и при использовании цефеид.
     До 1925 г. новые звёзды именовались в соответствии с номенклатурой переменных звёзд Фридриха Аргеландера 1862 г., то есть имя состояло из буквенного индекса, соответствующего по порядку их открытия в созвездии и названия созвездия, так, например, в этой номенклатуре новая 1901 г. в созвездии Персея обозначалась как GK Per. С 1925 г. новые именуются как переменные звёзды, то есть индексом V, порядковым номером открытия в созвездии и названием созвездия: так, например, новая 1975 г. в созвездии Лебедя обозначается как V1500 Cyg.
     Новые звёзды являются подклассом катаклизмических переменных звёзд (англ. Cataclysmic Variable, аббр. CV). Выделяют классические новые с большим периодом между вспышками и повторные новые с относительно частой повторяемостью вспышек.

1. Na — быстрые новые, англ. rapid novae, представитель GK Per.
2. Nb — медленные новые, англ. slow novae.
3. Nc — предельно медленные новые, англ. extremely slow novae, представитель RT Ser.
4. NR — повторные новые, англ. recurrent novae.

     Переменная звезда — звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.
     Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.
     Причинами изменения блеска звёзд могут быть: радиадиальные и нерадиальные пульсации, хромосферная активность, периодические затмения звёзд в тесной двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в двойной системе, катастрофические процессы, такие как взрыв сверхновой и др...
     Не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.
     Современная система обозначений переменных звёзд является развитием системы, предложенной Ф. Аргеландером в середине XIX века. Аргеландер в 1850 г. предложил именовать те переменные звезды, которые не получили ещё своего обозначения, буквами от R до Z в порядке обнаружения в каждом созвездии. Например, например R Hydrae — первая по времени открытия П. звезда в созвездии Гидра, S Hydrae — вторая и т. д. Таким образом, было зарезервировано по 9 обозначений переменных на каждое созвездие, т.е. 792 звезды. Во времена Аргеландера такой запас казался вполне достаточным. Однако, уже к 1881 году лимит 9 звезд на созвездие был превзойден и Э. Хартвиг предложил дополнить номенклатуру двухбуквенными обозначениями по следующему принципу:

RR	RS	RT	RU	RV	RW	RX	RY	RZ
	SS	ST	SU	SV	SW	SX	SY	SZ
		TT	TU	TV	TW	TX	TY	TZ
			UU	UV	UW	UX	UY	UZ
				VV	VW	VX	VY	VZ
					WW	WX	WY	WZ
						XX	XY	XZ
							YY	YZ
								ZZ

     Например, RR Lyr. Впрочем, в скором времени, и эта система исчерпала в ряде созвездий все возможные варианты. Тогда астрономы ввели дополнительные двухбуквенные обозначения:

AA	AB	AC	...	AI	AK	...	AZ
	BB	BC	...	BI	BK	...	BZ
			...
				II	IK	...	IZ
					KK	...	KZ
			...
					QQ	...	QZ

     Из двухбуквенных комбинаций исключена буква J, дабы не путать её с I в рукописном написании. Лишь только после того, как двухбуквенная система обозначений полностью себя исчерпала, решено было использовать простую нумерацию звезд с указанием созвездия, начиная с номера 335, например V335 Sgr. Эта система используется по сей день. Больше всего переменных звезд обнаружено в созвездии Стрельца. Примечательно, что последнее место в классификации Аргеландера было занято в 1989 году звездой Z Резца.
     За всю историю изучения переменных звёзд неоднократно предпринимались попытки создать их адекватную классификацию. Первые классификации, основанные на малом количестве наблюдательного материала в основном группировали звёзды по сходным внешним морфологическим признакам, таким как форма, кривой блеска, амплитуда и период изменения блеска и др. В последствии, вместе с увеличением числа известных переменных звёзд, увеличилось и количество групп со сходными морфологическими признаками, некоторые большие были разделены на ряд меньших. Вместе с тем, благодаря развитию теоретических методов, стало возможным проводить классификацию не только по внешним, наблюдаемым признакам, но и по физическим процессам, приводящим к тому или иному виду переменности.
     Для обозначения типов переменных звёзд используют т.н. прототипы — звёзды, чьи характеристики переменности принимаются за стандартные для данного типа. Например, переменные звезды типа RR Lyr.
     Следующее деление переменных звёзд на классы предложено Гузо (Houzeau) в XIX в.:

1. Звёзды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается.

2. Звёзды с периодическим изменением блеска.

   1. Звёзды типа Миры Кита — звёзды с большими периодами и значительными изменениями яркости.

   2. Звёзды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Характерные представители β Lyrae, δ Cephei, эта Aquilae.

   3. Звёзды типа Альголя (Бета Persei). Звёзды с очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью измерения яркости, которое занимает только незначительную часть периода. Остальное время звезда сохраняет свой наибольший блеск. Другие звёзды типа Алголя: ламбда Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei и т.д.

3. Звёзды с неправильными изменениями блеска. Представитель — эта Argus.

4. Новые звёзды.

     В ОКПЗ-3 все переменные звезды разделены на три больших класса: пульсирующие переменные, эруптивные переменные и затменные переменные. Классы подразделяются на типы, некоторые типы — на подтипы.
     К пульсирующим переменным относят те звезды, переменность которых вызвана процессами, происходящими в их недрах. Эти процессы приводят к периодическому изменению блеска звезды, а вместе с ним и других характеристик звезды — температуры поверхности, радиуса фотосферы и пр. Класс пульсирующих переменных делится на следующие типы:

1. Долгопериодические цефеиды (Cep) — звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток. Разделяются на два подтипа:

   1. Классические цефеиды (C_δ) — цефеиды плоской составляющей Галактики.

   2. Звёзды типа W Девы (CW) — цефеиды сферической составляющей Галактики.

2. Медленные неправильные переменные (L).

3. Звёзды типа Миры Кита (M).

4. Полуправильные переменные (SR).

5. Переменные типа RR Лиры (RR).

6. Переменные типа RV Тельца (RV).

7. Переменные типа β Цефея или типа β Большого Пса (βC).

8. Переменные типа δ Щита (δ Sct).

9. Переменные типа ZZ Кита — пульсирующие белые карлики.

10. Магнитные переменные типа α² Гончих Псов (αCV).

     Эруптивные переменные звезды
     К данному классу относятся звезды, меняющие свой блеск нерегулярно или единожды за время наблюдений. Все изменения блеска эруптивных звезд связывают с взрывными процессами происходящими на звездах, в их окрестности или со взрывами самих звезд. Этот класс переменных звезд делят на два подкласса: неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные, а также подкласс новых и новоподобных звезд.
     Неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные

1. Переменные типа UV Кита (UV) — звезды спектрального класса d Me, испытывающие кратковременные вспышки значительной амплитуды.

   1. Звезды типа UVn — подтип звезд UV, связанный с диффузными туманностями.

2. Переменные типа BY Дракона (BY) — эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.

3. Неправильные переменные (I). Характеризуются индексами a, b, n, T, s. Индекс a указывает на то, что звезда относится к спектральному классу O–A, индекс b обозначает спектральный класс F–M, n символизирует связь с диффузными туманностями, s — быструю переменность, T описывает эмиссионный спектр характерный для звезды T Тельца. Так обозначение Isa присваивается быстрой неправильной переменной раннего спектрального класса.

1. Новые звезды (N).

   1. Быстрые новые (Na).

   2. Медленные новые (Nb).

   3. Очень медленные новые (Nc).

   4. Повторные новые (Nr).

2. Новоподобные звезды (Nl).

3. Симбиотические переменные типа Z Андромеды (ZAnd).

4. Переменные типа R Северной короны (RCB).

5. Переменные типа U Близнецов (UG).

6. Переменные типа Z Жирафа (ZCam).

7. Сверхновые звезды (SN).

8. Переменные типа S Золотой Рыбы (SD).

9. Переменные типа γ Кассиопеи (γC).

     К затменно-переменным звездам относят системы из двух звезд, суммарный блеск которых периодически изменяется с течением времени. Причиной изменения блеска могут быть затмения звезд друг другом, или изменение их формы взаимной гравитацией в тесных системах, то есть переменность связана с изменением геометрических факторов а не с физической переменностью.

1. Затменные переменные типа Алголя (EA) — кривые блеска позволяют фиксировать начало и конец затмений; в промежутках между затмениями блеск остаётся практически постоянным.

1. Затменные переменные типа β Лиры (EB) — Двойные звезды с эллипсоидальными компонентами, непрерывно меняющими блеск, в том числе и в промежутке между затмениями. Обязательно наблюдается вторичный минимум. Периоды, как правило больше 1 дня.

2. Затменные переменные типа W Большой Медведицы (EW) — контактные системы звезд спектральных классов F и более поздних. Имеют периоды менее 1 дня и амплитуды обычно меньшие 0,8^m.

3. Эллипсоидальные переменные (Ell) — двойные системы, не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращенной к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.

     Звёзды Вольфа – Райе — класс звёзд, для которых характерны очень 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 (NIII – NV, CIII – CIV, OIII – OV). Название класса звёзд связано с именами французских астрономов Ш. Вольфа (Ch. Wolf) и Ж. Райе (G. Rayet), впервые обративших внимание на особенности в их спектрах в 1867 году.
     Ширина полос излучения в спектрах звёзд Вольфа – Райе достигает 50 – 100 À, а интенсивности в центре линий иногда в 10–20 раз превосходят интенсивность соседних участков непрерывного спектра. Главной наблюдательной особенностью звёзд Вольфа – Райе, наряду с огромными 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, соответствующих 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.      Звёзды Вольфа – Райе подразделяются на две последовательности: азотную (WN) и 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.
     В галактике Млечный Путь известно около 160 звёзд Вольфа – Райе, светимость которых в среднем в 4000 раз превышает светимость Солнца. Около 100 звёзд этого типа найдено в Магеллановых облаках — спутниках Млечного Пути; их светимость такова же или немного больше, чем у подобных звёзд нашей Галактики.
     В Млечном Пути звёзды Вольфа — Райе находятся преимущественно в областях спиральных ветвей и часто связаны с газо-пылевыми туманностями и скоплениями нормальных горячих звёзд. Температура видимой поверхности звёзд Вольф – 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 –6,8^m. Многие звёзды Вольфа – Райе входят в состав тесных двойных звёзд. Спутник принадлежит обычно к нормальным горячим звёздам спектрального класса О. В большинстве известных систем WR + ОВ массы звёзд Вольфа – Райе меньше масс спутников.
     Спектроскопические данные свидетельствуют о том, что из звёзд Вольфа – Райе происходит мощное истечение вещества. Ширины эмиссионных линий соответствуют скоростям истечения 1000 – 2000 км/с, что при средних характеристиках этих звёзд превышает параболическую скорость (то есть звезда 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 Вльфа – Райе WN5 дал возможность прямо оценить скорость потери массы. Она оказалась равной в год.
     Для выяснения механизма возбуждения эмиссионного линейчатого спектра является важным определение электронной температуры Те в протяжённых 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 444Cyg, оказалось сравнительно низким (Te > 50000 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.
     На диаграмме Герцшпрунга — Расселла звёзды Вольфа – Райе с наиболее надёжно определёнными характеристиками лежат в области между главной последовательностью и последовательностью однородных гелиевых звёзд. Это свидетельствует о том, что звёзды Вольфа – Райе находятся на поздней стадии звёздной эволюции и уже прошли стадию главной последовательности (водород в них «выгорел»). Тот факт, что менее массивные компоненты двойных систем WR + ОВ находятся на более поздней стадии эволюции, может быть объяснён гипотезой перемены ролей компонентов в результате обмена веществом при эволюции тесной двойной системы. Первоначально более массивный компонент двойной системы эволюционирует быстрее спутника и, расширяясь, после исчерпания водорода в ядре и загорания слоевого водородного источника заполняет свою полость Роша. Происходит быстрое (за время ~10⁴ лет) перетекание значительной части вещества (до 70 %) к спутнику. После потери водородной оболочки остаётся горячая гелиевая звезда с примесью водорода в наружных слоях (>20 % по массе), которая становится звездой Вольфа – Райе. По мере истечения вещества обнажаются глубокие, обогащённые углеродом слои, и звезда азотной последовательности может превратиться в звезду углеродной последовательности. Время жизни звезды Вольфа – Райе сравнительно невелико (10⁵–10⁶ лет) — по истощении ядерного топлива она взрывается как сверхновая звезда, образуя релятивистский объект – нейтронную звезду или чёрную дыру. Поскольку взрывается менее массивный компонент двойной системы, распад системы маловероятен, она остаётся двойной. После выгорания водорода во втором компоненте и заполнения им полости Роша начинается аккреция вещества на релятивистский объект. Пока второй компонент близок к заполнению полости Роша, но не целиком заполняет её, тесная пара (двойная система с ОВ-сверхгигантом) наблюдается как "классический" рентгеновский источник. При заполнении своей полости Роша второй компонент истекает в столь высоком темпе, что аккреционный диск вокруг релятивистского объекта становится непрозрачным для рентгеновского излучения. При этом двойная система может (на 10³–10⁴ лет) погрузиться в общую оболочку, после сброса, которой остаётся молодая вторая звёзда Вольфа – Райе азотной последовательности в паре с релятивистским объектом. Сброс оболочки вызывается динамическим торможением двойного ядра, в результате чего образуется кольцевая туманность, обтекаемая звёздным ветром. Таким образом, стадия Вольфа – Райе звезды в двойной системе может иметь место дважды — до стадии рентгеновской двойной системы и после этой стадии. Обнаружение признаков двойственности у звёзд Вольфа – Райе в центрах кольцевых туманностей или имеющих большую высоту над галактической плоскостью (которая может быть следствием импульса, полученного двойной системой при взрыве сверхновой) является серьёзным аргументом в пользу описанной схемы эволюции двойных звёзд Вольфа – Райе.
     Другой возможный путь эволюции предложен для одиночных массивных звёзд Вольфа – Райе. Расчёты показывают, что эволюция массивной звезды на стадии горения водорода происходит без существенной потери массы. На стадии горения гелия, то есть после ухода в область красных сверхгигантов, устойчивость внешних слоев звезды нарушается из-за избыточной светимости. В результате начинается мощное истечение вещества (до в год), образуется звезда Вольфа – Райе, в окрестности которой должны оставаться большие массы выброшенного газа.
     Существует также мнение, что прародителями звёзд Вольфа – Райе могут быть очень массивные звёзды Of. При этом образование звёзд Вольфа – Райе связывается с потерей массы за счёт мощного звёздного ветра за время ядерной эволюции звёзд Of. Эта идея в деталях не разработана.