Звёзды Вольфа-Райе представляют собой горячие (от 25000 до 50000 К), массивные (больше 25 солнечных масс*) яркие звёзды, находящиеся на одном из поздних этапов эволюции, которые теряют массу, создавая при этом мощные звёздные ветра. Звёзды Вольфа-Райе считаются звёздами O-класса, которые потеряли свои водородные оболочки, оставив открытыми гелиевые ядра. Часто встречающиеся в двойных звёздных системах, они обречены в течение нескольких миллионов лет взорваться как сверхновые типов Ib и Ic. Они названы в честь французских астрономов Чарльза Вольфа (1827-1918) и Жоржа Райе (1839-1906), которые изучили первую звезду такого типа в 1867 г.

Существует два спектральных подкласса звёзд Вольфа-Райе: тип WN, который характеризуется чёткими спектральными линиями гелия и водорода, и тип WC, в котором преобладают линии углерода, кислорода и гелия. Благодаря своим чётким спектральным линиям они легко могут быть найдены в близлежащих галактиках. Описано около пятисот звёзд Вольфа-Райе в галактике Млечный путь. Это количество значительно возросло за последние несколько лет в результате фотометрических и спектроскопических исследований в ближней ИК-области спектра, посвящённых поискам объектов этого типа в галактической плоскости. К тому же примерно 100 объектов открыты в Большом Магеллановом Облаке, в то время как в Малом Магеллановом Облаке обнаружено всего 12. Несколько больше их находится в галактиках Местной группы, таких как М33, где известно 206 звёзд Вольфа-Райе. Самая известная и, вероятно, ближайшая к Земле звезда Вольфа-Райе входит в состав звёздной системы гаммы Парусов.

Некоторые астрономы, среди которых Рублёв (1965) и Конти (1976), сначала предположили, что звёзды Вольфа-Райе произошли от массивных звёзд О-класса, в которых мощные звёздные ветра привели к отторжению внешних, богатых водородом оболочек.

Характеристические эмиссионные линии сформировались в протяжённых и плотных регионах с быстрыми звёздными ветрами, окружающих очень горячую звёздную фотосферу, которая является источником ультрафиолетового излучения, вызывающего свечение областей, в которых формируются спектральные линии. Процесс сброса оболочек происходит постепенно: сначала отходят богатые азотом продукты горения водорода в CNO-цикле (WN-звёзды), а затем – богатый углеродом слой, созданный при горении гелия (WC и WO-звёзды). Считается, что большинство этих звёзд впоследствии становятся сверхновыми типов Ib и Ic. Фаза Вольфа-Райе также представлена в некоторых центральных звёздах планетарных туманностей. У этих звёзд, которые имеют небольшие массы и которые должны со временем эволюционировать в белых карликов, внешняя оболочка была сброшена при прохождении фазы красного гиганта, во время которой обнажилось горячее ядро. Такие звёзды демонстрируют множество параметров, как у стандартных звёзд Вольфа-Райе, и именуются звёздами типа Вольфа-Райе.

* - Эти цифры относятся к массе, с которой звезда начинает свою жизнь. Она может потерять до трёх четвертей своей начальной массы до достижения фазы Вольфа-Райе.