R136a1
エディントン限界に近い光度と強い恒星風は、R136a1が明確な恒星として見えるのであればIf*型もしくはWNh型のスペクトルを生成していた可能性がある。ヘリウムと窒素は、大きい対流核と激しい質量損失によって表面で急速に混合されており、それが恒星風の中に存在していると、特徴的なウォルフ・ライエ星型の放出スペクトルが生成される。非常に大きい質量を持つ零歳主系列星(ZAMS)は少し温度が低くなり、大マゼラン雲の金属量の値から150 - 200太陽質量の質量を持つ恒星の最大温度は約56,000 Kと予測されているため、R136a1はやや質量が小さい他のいくつかの主系列星よりもわずかに温度が低くなっている。
中心核で水素の燃焼が起きている間は核内のヘリウムの割合が増加していき、ビリアル定理により核の圧力と温度が増加していく。これにより光度が増加し、R136a1は形成された時よりもやや明るくなっている。一方で温度はわずかに低下しているが、恒星の外層が膨張し、さらに激しい質量損失が引き起こされている。
光球が高密度の恒星風によって隠されており、自転によるドップラー効果の広がりを測定するのに必要な光球のスペクトル線がスペクトル上に存在しないため、R136a1の自転速度を直接測定することはできない。波長2.1 μmのイオン化された窒素(N V)のスペクトル線は恒星風の比較的深い領域で生成され、自転速度の推定に用いることができる。R136a1の半値幅は約15 Åで、これは恒星の自転が低速もしくは自転していないことを示しているが、地球に対して自転軸を向けている場合でもこのような値が得られることがある。一方でR136a2とR136a3は高速で自転しており、現在のR136a1に最も近い進化モデルを適用すると、約175万年後の赤道における自転速度は約200 km/sとなる。