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  1867年法國天文學家夏爾·沃爾夫和若爾日·拉葉使用巴黎天文臺口徑40公分的傅科望遠鏡觀測天鵝座內的三顆恆星(今日編號為HD 191765、HD 192103和HD 192641),分析光譜時發現這三顆恆星的連續光譜內有寬波段發射線。大多數恆星的光譜所見都是因為化學元素吸收特定波長光線所形成的吸收帶,光譜中有發射線的恆星相當稀少,因此這三顆恆星被認為是不尋常的天體。  沃爾夫–拉葉星光譜中發射線存在的原因在發現後數十年間一直無解。愛德華·皮克林提出這些譜線是由位在特殊量子態的氫所發射,並且皮克林提出的「皮克林系」譜線類似半整數量子數被取代的巴耳末系。之後發現這些譜線是由1868年發現的元素氦所發射。  1929年時,沃爾夫–拉葉星的寬發射線確認是多普勒增寬造成,並且確認在該型星周圍的氣體運動速度在視線方向上必須達到 300–2400 km/s。天文學家因此得到結論,沃爾夫–拉葉星正持續不斷將氣體噴入太空,並且在恆星周圍產生擴張中的星雲狀包覆層。而氣體因為輻射壓造成其高速運動。  除了氦以外,沃爾夫–拉葉星內的光譜內還確認了碳、氧和氮的發射線存在。1938年,國際天文聯會將沃爾夫–拉葉星的光譜型別定為 WN 和 WC,前者代表氮的發射線比例較高,後者則是碳的發射線。

  沃爾夫–拉葉星是超大質量恆星演化過程中的正常階段,其發射譜線中有強烈和寬闊的氦和氮的光譜線(WN 系列)或者氦、碳和氧的光譜線(WC 系列)。憑著明顯的特徵光譜線,鄰近星系裡的沃爾夫–拉葉星都能夠被確認出來。  銀河系內大約有500顆沃爾夫–拉葉星。這個數字在數年前有極大的變化,這是因為天文學界致力於在近紅外波段下對銀河平面區域進行測光和光譜巡天觀測的結果。此外,大麥哲倫星系內已經發現大概100顆,而小麥哲倫星系只有12顆被確認。本星系群內的星系中也發現了更多沃爾夫–拉葉星,例如 M33 中有206顆,M31 中則有154顆。  Rublev(1965年)和 Conti(1976)等數碼天文學家起初提出沃爾夫–拉葉星是大質量O型星因為光度極大並具有強烈恆星風,造成其未經核融合反應的外層的氫被噴離恆星後形成。  沃爾夫–拉葉星光譜內的特殊發射線形成於包覆在超高溫光球之外的大範圍且緊密的高速恆星風區域。這個區域會產生大量的紫外線輻射,併產生熒光反應。這個將氣體噴出的過程將恆星外層逐漸剝離;首先剝離是是未曾聚變的氫/氦外層;接著是碳氮氧迴圈中產生的富含氮區域被剝離(光譜 WN,此時C、O聚集在更核心區域),接著是3氦過程產生的富含碳區域(光譜 WC 和 WO)。部分天文學家認為光譜 WO 的沃爾夫–拉葉星是碳聚變產生的富含氧外層剝離狀態。一般相信大多數的沃爾夫–拉葉星最終會以Ib和Ic超新星結束生命。不過有一群沃爾夫–拉葉星仍有強烈氫譜線,代表仍有含氫的外層。這群的光譜型別是 WNh 和 WNha,兩者的氫外層仍未被完全剝離。  部分沃爾夫–拉葉星是在碳外層正被剝離的狀態(光譜 WC),尤其是在最晚期的階段,並且在這個階段產生了大量塵埃。這個現象通常在聯星系統中成員星的恆星風互相撞擊時發生,其中一個著名例子就是 WR104。不過這個過程也可以在單一恆星的環境下發生。  少數(約10%)在行星狀星雲中間的恆星儘管質量遠低於太陽(約太陽的0.6倍),它們的光譜觀測結果卻類似沃爾夫–拉葉星,也就是它們的光譜內有寬的氦、碳、氧發射線。不過行星狀星雲內的這類恆星是相當低質量恆星演化後即將成為白矮星的年老天體,而非極為年輕和極大質量的沃爾夫–拉葉星。

  沃爾夫–拉葉星現在被認為是大質量恆星演化過程中的其中一個狀態(不含較少見的行星狀星雲內的中央星)。低金屬量恆星不會形成沃爾夫–拉葉星,而是形成不穩定對或光致蛻變超新星;這是因為它們不會損失大量質量。以下表格列出了非高速自轉狀態下不同質量單一恆星的演化過程。超高自轉速度的恆星或聯星系統成員星可能會因為質量損失速度較快而跳過部分過程。下表中質量較低恆星會在演化成沃爾夫–拉葉星以前即成為超新星。  縮寫說明: 質量較高的恆星是很少見的,因為它們形成數量較少,且壽命很短。這代表沃爾夫–拉葉星非常稀有,因為只有極大質量主序星才會演化到這個階段;而大質量恆星最常成為 II-P 型超新星。雖然沃爾夫–拉葉星形成自極大質量恆星,但在流失外層以後剩餘質量只相當於一般大質量恆星;例如船帆座γA現在的質量為太陽9倍,但它的原始質量大約是太陽的40倍。一個特例是光譜型別 WNh 的恆星,這類恆星在光譜上類似沃爾夫–拉葉星,但經歷了較少演化階段,只是正開始將其外層氣體噴出。目前已知極高質量的恆星都是 WNh 型星,而非O型主序星,因為預期的狀況中超大質量的恆星在形成數萬年後就會離開主序星階段成為 WNh 型星。  沃爾夫–拉葉星如果在死亡前沒有明顯損失質量的話(坍縮前最終質量超過40個太陽),核心可能會直接塌縮成黑洞,吞噬周圍原來的恆星物質。這被認為是形成長期伽馬射線暴的原因。超大質量的(約120個太陽質量以上),則有可能演化為一顆極超新星,它們的核心尚未來得及形成鐵核,就因為過於劇烈的核聚變而導致整個恆星爆發。  對超新星前身星觀測的最近結果顯示已知的 WC 型星並不是演化自極大質量恆星。另一個假設是它們演化自最高質量(上限約25 M)的紅超巨星,尚未被觀測到它們成為超新星的前身星。大多數大質量恆星可能在演化成 WC 型星以前就在藍超巨星、高光度藍變星或 WN 型星的階段成為超新星。觀測到的 WO 型星其光度顯示其質量為60 M以上,但尚未觀測到25到60倍太陽質量的 WC 型星。目前尚不瞭解原因僅是因為這型恆星數量極少,或是因為 WO 型星以不同機制演化而來所致。

  一般來說沃爾夫–拉葉星是一群光譜中有明顯氦、碳、氮、氧發射線,並且缺乏氫譜線的恆星。不過另有一群沃爾夫–拉葉星光譜內有明顯的氫譜線,光譜分類為 WNh 或 WNLh。這類天體光譜少有碳和氧的譜線,因此已知恆星中沒有光譜「WCh」的恆星,並且它們的表面溫度較一般的沃爾夫–拉葉星低,因此光譜「WNLh」的 L 即代表為「晚期」。WNh 星中最常見的光譜型為 WN9h,雖然這型恆星曾經被分類為較「早期」的 WN5h。  相較於其他沃爾夫–拉葉星,WNh 星並非在核心中的氫幾乎耗盡的晚期演化階段。它們的光譜顯示了其表面有氦和氮核融合反應的產物,這是因為強烈的對流將前述元素從仍在進行氫融合的核心帶到表面。這種情形只發生於極大質量且可能自轉速度極高的恆星。和沃爾夫–拉葉星不同的是,WNh 星雖然也是大質量恆星演化而來,但流失質量並不多,因此這類恆星是光度最高的一類恆星。WNh星的光譜類似同樣有氦和氮譜線的「Slash star」,但卻是更典型的超巨星。也有的星體狀態是介於兩者之間,更可能是大質量恆星快速演化離開主序星階段的狀態。也有可能屬於這種恆星本身處於主序星階段,但由於拋射了較多的外層物質或者由於合併,造成其光譜看上去呈現出沃爾夫—拉葉星的特徵。

  光度最高的沃爾夫–拉葉星是船帆座天社一的其中一顆成員星(γ2 Vel),該恆星在北緯40度以下區域肉眼可見。因為該恆星的光譜相當特殊(明亮的發射線取代了昏暗的吸收線),因此又被稱為「南天的光譜寶石」。蒼蠅座θ則是肉眼可見的沃爾夫–拉葉星光度第二高者。  目前已知質量最大,且熱光度最高的恆星R136a1也是光譜 WNh 的沃爾夫–拉葉星,代表它在剛開始離開主序星的演化階段,或者更有可能他只是顆主序星階段的“假沃爾夫—拉葉星”。由於R136a1超乎尋常的巨大質量,很有可能通過雙星或者多星系統合並得到的,所以他的光譜呈現出沃爾夫—拉葉星的原因也有可能跟合併有關,因為恆星合併會讓原本合併的兩顆恆星的中心和外包層物質全面對流混合,原本參與合併的兩顆恆星那重元素含量相對較高的中心,重元素混合進合併後恆星外包層當中,因此讓合併後的超大質量恆星光譜當中氫線減少,呈現出沃爾夫—拉葉星的特徵。 包含許多極高光度和極大質量恆星的本型恆星相當年輕,並且經常只在星團中心恆星最密集區域發現。偶爾有例如VFTS 682這樣的逃逸沃爾夫–拉葉星發現於星團之外,這可能是因為它從多星系統中被彈出或者是和其他恆星互動作用而離開了星團。
沃爾夫–拉葉星(英語:Wolf-Rayet stars),是一種在正在演化的大質量恆星,質量通常為8至25個太陽質量,但直徑並不大,一般是太陽的1.5-4倍。大多數WR星是經歷了紅超巨星階段的後期恆星,已經損失了一半以上的質量。但也有一部分恆星是即將演化到超巨星階段的早期恆星,例如R136a1,這類WR星一般譜型較晚,但是光度、質量、半徑均遠遠超過演化後期的WR星,它們一般重達太陽的60倍以上,大20倍,更比太陽亮百萬倍,屬於宇宙中最亮的恆星。WR星因其自身強勁的恆星風(300～2000公里/每秒),導致恆星質量的高速流失。太陽每年流失自身質量的10倍,但沃爾夫–拉葉星每年可流失自身質量的10倍。沃爾夫–拉葉星非常熾熱,呈深藍色,表面溫度範圍由50,000至200,000 K。沃爾夫–拉葉星的光度極高,其熱光度可達到太陽的數萬至數百萬倍,不過它所釋放的輻射大多在遠紫外線甚至軟X射線,因此在可見光部分亮度並不是特別高。沃爾夫–拉葉星常與O型及B型星組成星協,由此可知本型恆星相當年輕,但沃爾夫–拉葉星的氦–氫比例卻是正常星的幾十倍,說明大部分氫已轉為氦,已經歷了氫核融合階段,正步入晚年。這說明了此種恆星的演化很快、壽命很短。該型星以兩位發現者夏爾·沃爾夫和若爾日·拉葉命名。