WR 30aเป็นระบบดาวคู่ขนาดใหญ่ที่สามารถสังเกตได้ด้วยสเปกโทรสโคปใน กาแล็กซี ทางช้างเผือกในกลุ่มดาวคารินาดาวหลักเป็นดาวฤกษ์หายากมากในลำดับออกซิเจน WO และดาวรองเป็นดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ประเภท O ปรากฏให้เห็นใกล้กับเนบิวลาคารินาแต่จริงๆ แล้วอยู่ไกลออกไปมาก

WR 30a ถูกค้นพบในการสำรวจภาพถ่ายในกลุ่มดาว Carina โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ Curtis-Schmidtที่หอดูดาว Cerro Tololo Inter-American Observatoryมันถูกจัดอยู่ในลำดับ MS4 จากการค้นพบใหม่ 9 รายการ โดยจัดประเภทไว้เพียง "WR::" ^{[ 11 ]}

WR 30a ถูกบันทึกในแคตตาล็อกดาว Wolf-Rayet ของกาแล็กซีฉบับที่หก ในนาทีสุดท้ายด้วยการกำหนด WR 29a และชั้นสเปกตรัม "WR + ABS" ^{[ 4 ] [ 12 ]} การตรวจสอบดาว Wolf-Rayet ในปี 1984 รายงานว่า WR 30a มีไรต์แอสเซนชันมากกว่าWR 30และควรได้รับการกำหนดหมายเลขเป็น 30a แทนที่จะเป็น 29a ^{[ 13 ]} ชื่อได้รับการแก้ไขในแคตตาล็อกฉบับที่เจ็ด^{[ 7 ]}

ในปี 1984 WR 30a ได้รับการศึกษาทางสเปกโทรสโกปีและกำหนดให้เป็นคลาส WC4 ^{[ 14 ]} การศึกษาอีกฉบับในปี 1984 สังเกตเห็นการเจือจางของเส้นการปล่อยแสงบางเส้น และแนะนำว่ามีดาวบริวารคู่ที่มีประเภทสเปกตรัมโดยประมาณเป็น O4 ^{[ 15 ]} การจัดประเภทสเปกตรัม WO ได้รับการกำหนดไว้แล้ว แต่เอกสารทั้งสองฉบับไม่พิจารณาว่า WR 30a แสดงเส้นการกระตุ้นที่สูงเพียงพอหรือเส้นออกซิเจนที่แข็งแกร่งพอที่จะจัดอยู่ในประเภทนั้นได้ ในที่สุดก็มีการกำหนดคลาสสเปกตรัม WO โดยมีการปล่อยแสง O vi ที่ค่อนข้างอ่อน แต่ได้รับการยืนยันโดยการขาดการปล่อยแสง C iiiคลาส WO5 ได้รับการกำหนดชั่วคราวเพื่ออธิบายการกระตุ้นที่ต่ำผิดปกติ^{[ 16 ]}แต่ได้รับการยืนยันที่ WO4 เมื่อมีการกำหนดเกณฑ์เชิงปริมาณสำหรับคลาสย่อย WO ^{[ 17 ]}

การระบุตัวตนของดาวคู่ยังคงเป็นเพียง O4 โดยประมาณจนกระทั่งปี 2001 เมื่อการวิเคราะห์สเปกตรัมโดยละเอียดได้กำหนดให้เป็นคลาส O5((f)) โดยอิงจากการมีอยู่ของเส้นการปล่อย N iii ที่แคบ ที่ 463.4 - 464.1 นาโนเมตร และการระบุการดูดกลืน He ii ที่รุนแรง ที่ 468.6 นาโนเมตร ไม่สามารถกำหนดคลาสความสว่างได้อย่างแน่นอน แต่สามารถตัดความเป็นไปได้ของดาวยักษ์ใหญ่ได้ และความกว้างของเส้นแสดงให้เห็นว่าคลาสยักษ์มีความเป็นไปได้มากที่สุด^{[ 4 ]}  

WR 30a เป็นระบบดาวคู่สเปกโตรสโคปิกที่ใกล้ชิด ประกอบด้วยดาว WO4 และดาว O5 ที่ไม่ใช่ซูเปอร์ไจแอนท์ พวกมันโคจรรอบกันและกันทุกๆ 4.916 วัน^{[ 8 ]} แม้ว่าจะสามารถตรวจจับเส้นสเปกตรัมจากดาวทั้งสองดวงและวัดการเปลี่ยนแปลงความเร็วเชิงรัศมีของการโคจรได้ แต่วงโคจรยังคงไม่เป็นที่รู้จักดีนัก ดาวหลักมีเส้นการปล่อยแสงที่กว้างมากซึ่งยากต่อการวัดอย่างแม่นยำ และดาวรองมีความเร็ววงโคจรค่อนข้างต่ำเนื่องจากมวลมาก การวัดเส้นสเปกตรัมที่แตกต่างกันและส่วนต่างๆ ของโปรไฟล์เส้นนำไปสู่ผลลัพธ์ที่แตกต่างกัน ส่วนประกอบบางส่วนของสเปกตรัมเกิดจากลมดาวฤกษ์ที่ไม่ได้เคลื่อนที่ด้วยความเร็ววงโคจรเดียวกับดาว^{[ 4 ]}

ดาวฤกษ์ไม่ได้บดบังกัน แต่ถูกแรงโน้มถ่วงทำให้เสียรูปและแสดงความสว่างที่เปลี่ยนแปลงเล็กน้อยระหว่างการโคจร การเปลี่ยนแปลงความสว่างเหล่านี้เป็นไปอย่างสม่ำเสมอและคงที่ตลอดช่วงเวลาที่ยาวนาน ดังนั้นจึงทราบคาบการโคจรได้อย่างแม่นยำ สามารถประมาณค่าความเอียงได้จากฟังก์ชันมวลและลมที่ปะทะกันค่าความเยื้องศูนย์กลางมีขนาดเล็ก และแบบจำลองที่แม่นยำที่สุดของการเปลี่ยนแปลงโปรไฟล์เส้นสเปกตรัมระหว่างการโคจรให้ค่าความเยื้องศูนย์กลางที่ 0.2 กึ่งหลักของการโคจรคือ35.4 R☉โดยดาว WO เคลื่อนที่ในวงรีที่มีแกนกึ่งหลัก30 R☉ และ ^{เคลื่อนที่}ในวงรีที่มีแกนกึ่งหลัก^5.4 R☉ ระยะระหว่างดาวฤกษ์แตกต่างกันไปตั้งแต่28 R☉ถึง42 R☉ [ ⁹     

แม้ว่าดาวฤกษ์รองที่ร้อนจะสร้างสิ่งที่โดยทั่วไปถือว่าเร็วคือลมดาวฤกษ์ แต่ลมจากดาวฤกษ์หลักกลับมีพลังมากกว่ามากแนวปะทะคลื่นกระแทกที่ลมปะทะกันมีลักษณะเป็นรูปกรวยรอบดาว O โดยมีมุมครึ่งหนึ่งเท่ากับ 50° คาดว่าจุดยอดของกรวยคลื่นกระแทกจะอยู่ห่างจากดาว WO ประมาณ 25 R☉ และ จากดาว O ประมาณ 10 R☉ ซึ่ง10 ดวงนี้จึงถูกผลักกลับไปที่พื้นผิวของดาว^{[ 9 ]}   

ในปี 2544 Eric Gosset และคณะได้ประกาศว่า WR 30a เป็นดาวแปรแสง^{[ 4 ]}และได้รับการกำหนดให้เป็นดาวแปรแสง V574 Carinae ในปี 2546 ^{[ 18 ]} WR 30a แสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างสม่ำเสมอและต่อเนื่องที่ 0.02 แมกนิจูด โดยมีคาบคงที่ที่ 4.6 วัน การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้เกิดจากการเคลื่อนที่ในวงโคจรและรูปร่างที่ผิดรูปของดาวทั้งสองดวง นอกจากนี้ ระบบยังแสดงความสว่างที่เปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วเป็นครั้งคราวถึง 0.2 แมกนิจูด การเปลี่ยนแปลงความสว่างเหล่านี้พบเห็นได้เฉพาะที่ความยาวคลื่นแสงที่มองเห็นได้และคงอยู่เพียงไม่กี่ชั่วโมง ที่ความยาวคลื่นสีน้ำเงิน การเปลี่ยนแปลงจะไม่ปรากฏให้เห็น หรือบางครั้งอาจเป็นการเปลี่ยนแปลงความสว่างเล็กน้อยในทิศทางตรงกันข้าม การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ไม่สามารถคาดการณ์ได้ แต่มีความเป็นไปได้ที่จะมีคาบประมาณสามวัน สาเหตุของการเปลี่ยนแปลงความสว่างเหล่านี้ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด^{[ 19 ]}

ดาวฤกษ์หลัก ซึ่งมีสเปกตรัมประเภท WO4 เป็นหนึ่งในดาวฤกษ์วูล์ฟ-เรย์เยตลำดับออกซิเจนที่รู้จักกันเพียงไม่กี่ดวง โดยมีเพียงสี่ดวงในกาแล็กซีทางช้างเผือก และห้าดวงในกาแล็กซีภายนอก การจำลองชั้นบรรยากาศให้ค่าความสว่างประมาณ195,000 เท่าของความสว่าง ดวงเป็นดาวฤกษ์ขนาดเล็กและหนาแน่นมาก มีรัศมีน้อยกว่าดวงอาทิตย์แต่มีมวลเกือบ 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ลมดาวฤกษ์ ที่รุนแรงมาก ด้วยความเร็วปลาย 4,500 กิโลเมตรต่อวินาที ทำให้ WR 30a A สูญเสียความสว่างไปมากกว่า... 10 ⁻⁵ M   /ปี^{[ 4 ]} เพื่อเปรียบเทียบ ดวงอาทิตย์สูญเสีย(2–3) × 10 ⁻¹⁴ M   /ปี เนื่องมาจากลมสุริยะซึ่งน้อยกว่า WR 30a หลายร้อยล้านเท่า

ดาวรองมีสเปกตรัมคลาส O5 ไม่ใช่ดาวยักษ์ แต่อาจเป็น ดาว ลำดับหลักหรือดาวยักษ์ตรวจพบเส้นฮีเลียมบางส่วนและการปล่อยไนโตรเจนในสเปกตรัม ซึ่งบ่งชี้ถึงการผสมของผลิตภัณฑ์ฟิวชันที่พื้นผิวและลมดาวฤกษ์ ที่รุนแรง ^{[ 9 ]}

ดาวรองมีความสว่างมากกว่าดาวหลักถึง 10 เท่า และมีมวลมากกว่าถึง 5 เท่า แม้ว่าดาวหลักจะเด่นกว่าในสเปกตรัมก็ตาม นักวิจัยระมัดระวังที่จะหลีกเลี่ยงความกำกวมเกี่ยวกับดาวที่กำหนดว่าเป็นดาวหลัก และโดยทั่วไปจะเรียกส่วนประกอบว่า "WR" และ "O" ^{[ 4 ] [ 10 ]}

WR 30a เป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ที่แรงมาก ซึ่งเป็นไปตามที่คาดไว้สำหรับระบบดาวคู่ที่มีลมปะทะกัน แต่แหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ยังไม่สามารถระบุได้อย่างแน่ชัด อาจมีต้นกำเนิดจากความร้อนหรือไม่ใช่ความร้อนก็ได้^{[ 8 ]}

ดาว WO Wolf-Rayet เป็นขั้นสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดก่อนที่จะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาซึ่งอาจมีรังสีแกมมาพุ่งออกมาด้วย^{[ 20 ]}เป็นไปได้มากว่า WR 30a อยู่ในขั้นตอนสุดท้ายของการหลอมรวมนิวเคลียร์ใกล้หรือเลยจุดสิ้นสุดของการเผาไหม้ฮีเลียมแล้ว^{[ 21 ]} แบบจำลองวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เดี่ยวขององค์ประกอบ WO ของ WR 30a ชี้ให้เห็นว่ามันเริ่มต้นชีวิตในฐานะดาวฤกษ์ 120 M☉ ที่หมุนเร็วตอนนี้สูญเสียมวลไปแล้วกว่า 90% ^{[ 19 ]} 

• WR 102
• WR 142
• WR 93b
• รายชื่อผู้มีแนวโน้มเป็นซูเปอร์โนวา