Термин «Звезда Вольфа-Райе» появился в 1867 когда два французских астронома Шарля Вольфа и Жоржа Райе обратили свое внимание к спектру свечения некоторых ярких звезд.

В дальнейшем при исследовании с помощью спектрографа, ученые выяснили причину сверхактивной яркости данного типа звезд. Дело в том, что ширина спектра свечения звезды Вольфа-Райе расположен в 50-100 А, а по интенсивности приближается к 15-20. При таких показаниях температура короны звезды достигает 50 тыс., градусов по Цельсию, что превышает светимость нашего Солнца в 4000 раза.

По своему составу звезды Вольфа-Райе состоят в основном из гелия и водорода. Степень ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Звезды класса Вольфа-Райе делятся на два вида WN- азотная и WC- углеродная.

В галактике Млечный Путь находится примерно 230 звезд класса Вольфа-Райе. Основные скопления данных звезд сконцентрировано рядом или в самих газопылевых туманностях. К примеру в Большом Магеллановом облаке их насчитывается около 100 штук, а в малом всего 12. По массе и радиусу звезда Вольфа-Райе не превышает 10-20 раз размеров от Солнца.

Более подробно про «Звезды Вольфа-Райе»  можно узнать по ссылке: https://ru.wikipedia.org/wiki/%D