分類
根據不同譜線特徵可分為兩類：以電離氮線為主的 氮序（記為WN）；以電離碳和氧譜線為主的 碳序（記為WC）。該星中央是一個高溫的核，常以每秒1000—2000公里的速度不斷地向外拋射著物質，在恆星周圍形成一巨大的氣殼。因恆星大量物質的損失，其壽命較短，約為10萬—100萬年，因此是年輕的不穩定星。一些沃爾夫—拉葉星是近距雙星的子星，伴星是熾熱的巨星。天鵝座V444是著名的沃爾夫—拉葉星，主星
WR星Regor 為10個太陽質量，伴星為28個太陽質量的O型星。
WR型星本身又可分為兩類，一種就是傳統的WR星，它們是30倍以上太陽質量的恆星經過超巨星階段損失大量物質之後，收縮並加熱形成的熾熱恆星。WR星的質量相比其原始階段已經損失了一半以上，但仍然有太陽的8-25倍之大。WR星通常不會很大，一般不超過太陽的5倍大，小的甚至只有太陽的60%，但得益於它們的高質量和高溫度，它們可以輻射出10萬倍至50萬倍於太陽的能量。傳統WR星的表面溫度基本高於5W開，現今發現最熱的是一個WO2型星，它的表面溫度高達20W開。WR星還有另一個富氫的類型，這種恆星屬於宇宙中最重最亮的恆星，光譜通常以WN後加上h表示，與普通的WR星比較，它們的溫度要低得多，只有大約25000-50000開，但半徑質量要大得多，許多富氫型WR星被認為具有20倍以上太陽半徑以及100倍以上的太陽質量。它們是宇宙中最亮的恆星，這類恆星雖然表現出類似傳統WR星的光譜，但它們只經歷了較少的演化，可能剛剛離開主星序不久，損失的質量並不多。它們非常明亮，擁有太陽200萬倍以上的全波輻射光度，因此即使在遙遠的星系中也能輕易的發現。著名的牡丹星和已知質量最大的R136a均是富氫WR星。
定義
簡要地說，沃爾夫—拉葉星就是大質量恆星（十幾到幾十個太陽質量）在氫燃燒階段將其外殼以超星風形式損失掉而暴露出來的星核。在赫羅圖上沃爾夫—拉葉星位於光度上邊界以內的區域。在大質量恆星的赫羅圖中，存在一個明顯的光度上邊界，在這個光度上邊界以上的區域沒有恆星分布，而在光度邊界以下的區域才有恆星分布。這個光度上邊界在O型星範圍為最高，隨著恆星有效溫度的降低，這個邊界值也下降，進入冷巨星區域後這個邊界值維持恆定不變。大質量恆星存在一個光度上邊界主要是因為它們會以超星風形式損失質量，使得其光度不會越過光度上邊界以上，同時質量的減少也延長了大質量恆星在主序上停留的時間，使得其主序帶變寬了。
沃爾夫-拉葉星是恆星演化過程中的正常階段，發射光譜中有強和寬闊的WN系列（顯示氦和氮的光譜線系）及WC系列（顯示氦、碳和氧的光譜線系）。憑著強勁的光譜線，鄰近星系裡的沃爾夫-拉葉星都能夠被確認出來。
分布
銀河系內大約有150顆沃爾夫-拉葉星，大麥哲倫雲擁有大概100顆﹐而小麥哲倫雲只有12顆被確認出來。一些（銀河系內約占10%）行星狀星雲的核心恆星都屬沃爾夫-拉葉型，雖然它們因拋出氣殼而大大減少了質量，但從寬闊的氮、碳和氧的發射光譜線仍然可以辨別出它們是WR型。
發展
沃爾夫-拉葉星有可能進化至一顆塌縮星（Collapsar）的階段，此種恆星會直接塌縮成黑洞，吞噬附近的物質。這被認為是長期伽馬射線暴的先兆。
