ウォルフ・ライエ星
WNha型のウォルフ・ライエ星は、若く大質量の星団で観測される。「ha」という接尾辞は、水素が吸収線と輝線の両方で見られることを示す。これらの星は、標準的な分光学的な観点からするとWN型の中・晩期の特徴を持つが、実際にはヘリウム燃焼の段階にある典型的なWN星ではなく、比較的早い進化段階にあって強い恒星風を発している大質量のO型星であると考えられている。その初期質量は65 - 110太陽質量にも及ぶ大質量星にも及び、現段階でも中心核では水素核融合が続いているとされる。
連星系の大質量星は、恒星風による質量損失ではなく、伴星による剥ぎ取りによってウォルフ・ライエ星に成長することがある。この過程は、個々の星の金属量や自転の影響を比較的受けず、全ての局所銀河群の銀河で一貫してウォルフ・ライエ星を生成することが予想される。結果として、連星系から生成されるウォルフ・ライエ星の割合、つまり連星に存在するウォルフ・ライエ星の数は、低金属量の環境ではより多くなると考えられる。計算によると、小マゼラン雲で観測されたウォルフ・ライエ星の連星率は98%にもなるが、大質量の伴星を持つことが実際に観測されたものは半分以下である。天の川銀河の連星率は約20%と、理論的な計算結果と一致している。