R136a1
R136a1の表面温度は太陽の10倍近く高い約50,000 K(約49,700 °C)で、極紫外線(英語版)の放射が最も多い。
R136a1のB-V色指数は0.03で、これは典型的なF型主系列星に相当する色である。ハッブル宇宙望遠鏡の広視野惑星カメラ2(WFPC2)の336 nmおよび555 nmフィルターを用いて測定されたU-V色指数は-1.28であり、R136a1の表面温度が非常に高いことを示している。黒体に対するこの様々な色指数の変動は星間減光(星間赤化)に起因している。赤化の度合い(EB-V)を用いれば、見かけ上明るさが減光している度合い(AV)を推定することができる。測定では赤化の度合いは0.29 - 0.37と求められており、これに基づいて見かけ上の減光の度合いは約1.80等級、星間減光の影響を考慮しない固有のB-V色指数(B-V0)は-0.30とされているが、0.1秒離れた位置にある近隣のR136a2の影響でかなりの不確実性がある。
恒星の表面温度は色から概算することができるが、これはあまり正確な方法ではなく、正確な表面温度を導出するには大気モデルへのスペクトルの適合が必要となる。異なる大気モデルを用いて求められたR136a1の表面温度は50,000 - 56,000 Kである。古いモデルでは表面温度は45,000 Kとされていたため、現在よりも光度が大きく過小評価されていた。あまりに極端な温度を持つため、放射のピークは波長50 nmであり、放射のほぼ99%が可視光線以外の波長で放射されている(放射補正(英語版)は約-5)。
R136a1が将来どう発達するかは不確実で、それを予測するのに必要なR136a1と同等の恒星は知られていない。質量の大きい恒星の進化は失われる可能性のある質量の大きさに依存しており、様々なモデルから異なる結果がもたらされているが、どれも実際の観測結果と完全には一致していない。中心核の水素が枯渇し始めると、WNh型の恒星は高光度青色変光星(LBV)に進化すると考えられている。LBVは恒星が極端な質量損失を起こす重要な段階で、太陽に近い金属量を持つ恒星を水素のないウォルフ・ライエ星に変化させることがある。非常に大きな対流核、高い金属量、または自転による更なる物質の混合により、十分に強い中心核から表面への混合を伴う恒星はLBVの段階を飛ばして、水素に富むWNh型星から水素に欠けたWN型星に直接進化する可能性がある。水素による核融合は約200万年間強に渡って続き、最終的にR136a1の質量は太陽の70 - 80倍になると予想されている。大マゼラン雲と同様の金属量を持つ単独の恒星は、たとえ形成当初に非常に速く自転していたとしても、水素による核融合が終わるころには自転速度がほぼゼロになるほど自転にブレーキがかけられる。
R136a1は高輝度のスペクトル分類WN5h型の恒星で、ヘルツシュプルング・ラッセル図(HR図)では左上の隅に位置する。このスペクトル分類に属する中でも特にスペクトルに広い輝線が含まれるウォルフ・ライエ星に分類される。ウォルフ・ライエ星のスペクトルには窒素、ヘリウム、炭素、酸素、場合によってはケイ素のスペクトル線が含まれているが、通常、水素のスペクトル線は見られない、もしくは微かなものになる。WN5型星は中性ヘリウムのスペクトル線よりもかなり強く、イオン化された窒素(N III、N IV、N V)からの放射の強さとほぼ等しいイオン化されたヘリウムの放射に基づいて分類されている。スペクトル分類内の「h」は、スペクトルに顕著な水素の放出が見られることを意味し、表面付近の質量の40%を水素が占めていると計算されている。
分類としてのWN5h型星は、まだ核融合反応により中心部で水素の燃焼が起きている巨大な明るい恒星である。WN5h型星の輝線スペクトルは高密度で強力な恒星風によって生じており、ヘリウムや窒素の濃度が大きいのはCNOサイクルで生成された物質の表面への対流混合に起因している。