R136a1
水素に代わってヘリウムの核融合が始まると大気中の残りの水素が急速に失われ、R136a1は急速に収縮して水素を含まないWNE型星になり、光度が下がる。この時点でのウォルフ・ライエ星は主にヘリウムで出来ており、これらは水素を燃焼している主系列星に類似しているが、それより高温の零歳ヘリウム主系列星(Zero Age Helium Main Sequence、He-ZAMS)と呼ばれる分類上に位置づけられる。
ヘリウムの燃焼が進んでいる間は合成された炭素と酸素が中心核に堆積していき、激しい質量損失が続く。これだと最終的にはWC型星のスペクトルが生成されるが、大マゼラン雲内の金属量では、恒星はヘリウムの大部分をWN型星のスペクトルを持つ段階のうちに燃焼してしまうことが予想されている。ヘリウムの燃焼が終わるにつれて中心核の温度上昇と恒星の質量損失が進行することにより、光度と温度の両方が増加し、スペクトル分類はWO型に変化する。ヘリウムの核融合による燃焼には数十万年が費やされるが、さらに重い元素の核融合による燃焼の最終段階は数千年しか持続されない。最終的にR136a1は太陽の50倍強の質量にまで収縮し、中心核の周囲にはわずか太陽の半分の質量のヘリウムが残される。
R136a1は現在、中心核の高温によって生じたCNOサイクルにより水素が燃焼されてヘリウムに変換される核融合反応が起きており、事実上は主系列星の段階にある。極端な光度によって引き起こされる高密度の恒星風によって放出スペクトルが生成され、強力な対流によってヘリウムと窒素が表面で混合されている。恒星全体の90%以上で対流が起きており、表面に対流がない非対流層がある。