Hipergiante

Há dois grupos especiais: variáveis azuis luminosas (LBV), e hipergiantes amarelos. Estes dois tipos são muito raros, com apenas alguns poucos exemplos na galáxia da Via Láctea. Sua raridade é provavelmente porque cada tipo passa por esta etapa muito rapidamente.

Como a luminosidade das estrelas aumenta muito com a massa, a luminosidade dos hipergiantes muitas vezes está muito próxima do limite de Eddington. Esta é a luminosidade na qual a força da gravidade da estrela é igual à pressão da radiação para fora.

Isto significa que o fluxo radiativo que passa pela fotosfera de um hipergiante pode ser quase forte o suficiente para levantar a fotosfera. Acima do limite de Eddington, a estrela geraria tanta radiação que partes de suas camadas externas seriam expelidas em explosões maciças. Isto efetivamente restringiria a estrela de brilhar em luminosidades mais elevadas por períodos mais longos.

Um bom candidato para receber um vento contínuo é Eta Carinae, uma das estrelas mais maciças já observadas. Sua massa é cerca de 130 massas solares e sua luminosidade é quatro milhões de vezes maior que a do Sol. A Eta Carinae pode ocasionalmente exceder o limite de Eddington. A última vez pode ter sido observada em 1840-1860. Estas atingiram taxas de perda de massa muito maiores do que os ventos estelares normalmente permitiriam.

Outra teoria para explicar as explosões massivas de Eta Carinae é a idéia de uma explosão hidrodinâmica profundamente situada, que explode partes das camadas externas da estrela. A idéia é que a estrela, mesmo em luminosidades abaixo do limite de Eddington, teria convecção de calor insuficiente nas camadas internas, resultando em uma inversão de densidade potencialmente levando a uma explosão maciça. A teoria, no entanto, não foi muito explorada, e é incerto se isto realmente pode acontecer.