Znanych jest kilkaset gwiazd Wolfa-Rayeta w naszej Galaktyce oraz ponad tysiąc w innych galaktykach należących do Grupy Lokalnej. Zaliczane są one do typu widmowego WN, WC i WO, a w ich widmie nie obserwuje się linii wodoru. Linie emisyjne gwiazd typu WN są zdominowane przez hel i azot, gwiazd typu WC przez węgiel i hel, a gwiazdy typu WO przez tlen, węgiel i hel.
Jak zaproponował po raz pierwszy w 1943 roku George Gamow, ten nietypowy skład chemiczny musi być wynikiem obecności produktów reakcji jądrowych w atmosferach gwiazd. Typ WN wykazuje obecność produktów cyklu CNO, zaś produkty reakcji trzy alfa są widoczne w widmach gwiazd typu WC. Ostateczne dowody obserwacyjne hipotezy, że mamy tu do czynienia z jednym z końcowych etapów ewolucyjnych masywnej gwiazdy, zostały opublikowane pod koniec XX wieku.
Ponad połowa znanych gwiazd Wolfa-Rayeta występuje w układach podwójnych z gwiazdami typu O lub B.
Jedna z teorii mówi, że gwiazdy WR to ogromne gwiazdy niedługo przed wybuchem supernowej. W 2013 roku po raz pierwszy bezpośrednio udało się powiązać wybuch supernowej typu IIb (SN 2013cu w galaktyce UGC 9379) z rozerwaniem gwiazdy Wolfa-Rayeta.