Гипергиганты – наиболее массивные среди звезд: их массы превышают 25–30 M>⊙ и доходят до 100–150 M>⊙. При массах более 100 M>⊙ давление выходящего из недр излучения столь велико, что это приводит к крупномасштабным колебаниям атмосферы, чрезмерной потере массы и формированию обширных околозвездных оболочек. Для этих звезд характерна переменность блеска и очень интенсивный звездный ветер. Например, у звезды 6 Cas при скорости ветра около 200 км/с поток газа достигает 10>-6M>⊙/год. А у звезды IRC+10420 скорость ветра 50 км/с при потоке 5∙10>-4M>⊙/год. Столь плотный и непрозрачный звездный ветер может приводить к появлению холодной «псевдофотосферы»; при этом довольно горячая звезда может выглядеть как красный сверхгигант с весьма холодной поверхностью. Такие звезды в шутку называют «самозванцами диаграммы Герцшпрунга – Рассела». Их оптическая переменность, вероятно, в основном вызвана неоднородностью звездного ветра. В случае особо сильного потока вещества звезда окружает себя почти неподвижной и непрозрачной газово-пылевой оболочкой, как у звезды h Киля (h Car).
Полное время жизни столь массивных звезд не превышает 3–5 млн лет. Те звезды, которые мы видим на стадии гипергиганта, уже покинули главную последовательность; до конца эволюции им остается порядка 10>5 лет, а затем они должны взорваться как сверхновые. Согласно теории, после этого от них остается только черная дыра. Впрочем, нужно признать, что заключительные этапы эволюции звезд до сих пор представляют проблему для теоретической астрофизики. Именно этим исследованиям сегодня посвящены усилия многих ученых.
Относительно спокойная стадия термоядерной эволюции звезды не может длиться вечно: энергия выделяется, пока водород превращается в гелий, гелий – в углерод, затем в азот, кислород… Но когда состав вещества в ядре звезды приближается к группе железа, выделение энергии прекращается. Можно сказать, что железо – это «зола» термоядерного «горения». С этого момента источником энергии звезды вновь становится ее гравитационное сжатие. Но старая звезда неоднородна: внутри у нее плотное ядро из тяжелых химических элементов (гелий, …кислород, …железо), а снаружи в основном легкий водород. Поэтому ядро сжимается быстро, при этом нагревается само и нагревает оболочку, которая от этого расширяется и частично покидает звезду.
Судьба сжимающегося звездного ядра зависит от его массы. Если масса не более полутора солнечных, то сжатие остановится на стадии белого карлика, когда взаимное отталкивание электронов, связанное с их квантовой природой, уравновесит силу гравитации. Размер белого карлика при этом окажется близок к размеру Земли. Отметим, что взаимное отталкивание электронов в плотном веществе белого карлика обусловлено отнюдь не их отрицательным электрическим зарядом (который уравновешивается положительным зарядом протонов), а квантово-механическим эффектом «вырождения» электронного газа, который при большой плотности начинает сопротивляться сжатию в силу принципа запрета Паули. Этот принцип обычно формулируют так: в пределах одной квантовой системы, в данном квантовом состоянии, может находиться только один фермион (т. е. частица с полуцелым спином), а состояние другого фермиона должно отличаться хотя бы одним квантовым числом (например, положением в пространстве или импульсом). Электроны – это фермионы, поэтому чем ближе частицы друг к другу, тем активнее они движутся, увеличивая давление вещества.