Son estrellas de 20 a 30 masas solares con una temperatura superficial de 25000 a 50000 ºK.
Se nombran con las letras WR seguidas de un número, y constituyen el tipo espectral W, con bandas de emisión brillantes de H+ , de He++ y líneas anchas de N,C y O.
Se dividen en 3 tipos: WN, WC y WO según abunden el nitrógeno, carbono u oxígeno y a menudo son binarias de otras estrellas de tipo O ó B.
Cuando las estrellas generan suficientes elementos pesados como carbono u oxígeno, pierden capacidad para irradiar la energía producida en su interior aumentando el viento estelar que empuja las últimas capas de estas estrellas descubriendo capas más interiores y más calientes; pero este aumento de temperatura no compensa la menor capacidad para irradiar energía y la luminosidad disminuye; a diferencia de otras estrellas poco masivas como el Sol que en sus estados finales son más brillantes que en sus estados iniciales.
Las estrellas WR proceden de las de tipo O; comienzan siendo WN9 y según van perdiendo masa va siendo cada vez más pequeña y caliente desplazándose hacia WN8, WN7, …. Llegando a convertirse en WC y WO y acabando por estallas como una supernova.
