Hvězdy na obloze se liší řadou vlastností. Existují hvězdy na jedné straně málo hmotné a na druhé velmi hmotné, rozměrné i hvězdy trpasličí, hvězdy chladné i horké. Vlastnosti jednotlivých skupin hvězd zachycuje Hertzprungův – Rusellův diagram (HRD).
Jednou z těchto výrazných skupin jsou i hvězdy, které se označují jako Wolf – Rayetovy. Tuto skupinu hvězd se podařilo poprvé objevit v roce 1867 dvěma francouzským astronomům: Charlesu Josephu Etienne Wolfovi (1827 – 1918) a Georgu Antoine Pons Rayetovi (1839 – 1906). Ze spektra hvězd zjistili, že se nedívají na obyčejné hvězdy, ale že je tato skupina poněkud neobvyklá. Až později kolem roku 1929 astronomové pochopili, že je to dáno zvláštnostmi těchto hvězd.
Wolf – Rayetovy hvězdy představují poslední vývojové etapy v životě velmi hmotných hvězd s velmi vysokou svítivostí. Proto jsou umístěny v levé horní části hlavní posloupnosti na Hertzprungově – Rusellově diagramu.
Hmotnost Wolf – Rayetových hvězd se přibližně pohybuje v rozmezí od 20 do 60 hmotností Slunce. Povrchová teplota těchto hvězd je mnohem vyšší než u Slunce a dosahuje mezi 25 000 K a 100 000 K. Mají také oproti Slunci obrovský zářivý výkon, asi tak 100 000× až 1 000 000×. Maximum jejich vyzařování nalezneme v ultrafialové oblasti. Proto i spektrální třída se na diagramu nachází vlevo a má samostatné označení písmenem W. Toto označení vychází z anglického Wide a značí široké emisní spektrální čáry prvků, které vznikají vlivem vysokých teplot.
Zmiňovaná skupina má také velmi krátkou dobu života (méně než milion let). Po vyčerpání vodíku v jádře začne další vývojová fáze. Jako u všech hmotných hvězd i u této skupiny se začne postupně spalovat helium a pak těžší prvky, až po uhlík. Tím postupně dochází k nevratné chemické změně. Vzhledem k tomu, že konvektivní zóna se nachází v blízkosti jádra, dochází i k částečnému smíchání plazmy mezi jádrem a povrchovými vrstvami. Uhlík vzniklý termojadernou syntézou je intenzivně vynášen do atmosféry hvězdy. Proto může být pozorován ve spektru těchto hvězd. V další fázi se přeměňují další prvky. Nejprve uhlík na neon a pak ve zkracujícím se cyklu, který trvá řádově jen stovky let, proběhnou další reakce až po železo. Jakmile je jaderná syntéza ukončena, přichází závěrečné stádium hvězdy, při němž exploduje jako supernova, případně jako hypernova (zatím spíše jako teoretický předpoklad). Vzniklou explozí se do okolí dostanou těžké prvky, které díky specifickým podmínkám výbuchu (vysoké teplotě a tlaku) vznikly.
Z tohoto typu hvězd uniká vlivem UV záření velké množství plynů, a tak tyto hvězdy ztrácí za rok až 10-5 hmotností Slunce (naše Slunce ztratí za rok asi 10-14 hmotností Slunce). Plyny unikají z Wolf – Rayetových hvězd vysokou rychlostí okolo 300 až asi 2 400 km/s. Tím pádem jsou tyto hvězdy neustále zahaleny závojem plynů, ze kterých v blízkém okolí vznikají emisní mlhoviny.
Wolf – Rayetovy hvězdy lze klasifikovat do dvou základních typů. Toto rozlišení se provádí podle zastoupení nejvýznamnějšího prvku ve spektru. Pokud ve spektru převažuje dusík, jedná se o typ WN (N). Pokud převažuje uhlík a kyslík, jedná se o typ WC (C). U obou typů se ve spektru nachází výrazné široké čáry hélia a také čáry vodíku. Ty jsou však slabší. Tyto typy mají souvislost s postupným vývojem Wolf – Rayetových hvězd. Vývojově mladší jsou hvězdy typu N, hvězdy typu C odpovídají pozdějšímu vývoji.
Wolf – Rayetovy hvězdy byly objeveny v Mléčné dráze (asi 230), ale nachází se i v jiných galaxiích. Asi 100 jich bylo objeveno ve Velkém Magellanově mračnu, dalších 12 jich bylo zjištěno v Malém Magellanově mračnu.
