Stjerner med startmasse over ca. 40 solmasser oppfører seg på mange måter nokså annerledes enn andre stjerner. Man har f.eks. beregnet modeller for disse og funnet ut hvor de burde befinne seg i HR-diagrammet når de er født. Der observerer man knapt noen stjerner. Stjernene er litt lenger til høyre i HR-diagrammet. Hva er så årsaken?
Det har de siste par årene vist seg at vi ikke observerer unge stjerner med disse massene, rett og slett fordi de ikke finnes. Men man ser likevel eldre stjerner med så store masser. Forklaringen er at protostjerner med store masser utvikler seg meget raskt. I kjernen begynner hydrogen å fusjonere til helium lenge før akkresjonen av gass og støv ned på overflaten stopper. Dette har to konsekvenser: A) Stjernene fortsetter å vokse i masse lenge etter at de er "født". B) Så lenge akkresjonen foregår, er stjernene skjult for oss, og kan i beste fall observeres i infrarødt. Når de blir synlige, har de allerede blitt middels gamle og har rukket å flytte seg litt i HR-diagrammet. Dette kalles akkresjonsscenariet.
Men disse stjernene fortsetter å være spesielle også senere i sine korte liv (3 - 5 millioner år). På hovedserien er de hete O-stjerner med overflatetemperaturer fra 30000 til 50000 K. Fotonene er så energirike at de klarer å sparke atomer vekk fra overflaten på disse stjernene og lage en stjernevind. Dermed slanker stjernen seg og kan miste flere solmasser i løpet av sitt hovedserieliv.
Når hydrogenet i kjernen er brukt opp, forlater disse stjernene hovedserien og forsøker å bli røde superkjemper. P.g.a. sin store lysstyrke, oppstår det kraftige instabiliteter i de ytre lagene. Disse begynner å pulsere vilt, og innimellom (med tiårs eller hundreårs mellomrom) kan store gassmengder bli slynget av. Da observerer vi at stjernen har et voldsomt utbrudd. Disse stjernene kalles LBV-er (Luminous Blue Variables) og varierer kraftig i størrelse, lysstyrke og overflatetemperatur (fra 35000 til 9000K). Den mest kjente LBV-stjernen er Eta Carinae (Fig. 13), som hadde et gigantisk utbrudd i forrige århundre der mer enn en solmasse kan ha blitt slynget ut i løpet av noen få år. Lysstyrken ble så enorm at den en stund ble antatt å være en minisupernova.
LBV-stadiet varer bare ca. 10000 år. Da har stjernen kvittet seg med nesten hele kappen, og gass som har blitt utsatt for fusjon kommer til syne. Stjernen beveger seg kraftig mot venstre i HR-diagrammet og blir en Wolf-Rayet stjerne (type WN). Disse har overflatetemperaturer tildels i overkant av 100 000 K og kraftig, men nokså kontinuerlig, massetap i form av en tett stjernevind. I mellomtiden gjennomgår de indre delene heliumbrenning.
Figur 14: HR-diagram for en stjerne som starter sitt liv med 120 solmasser. I denne beregningen følges utviklingen fra fødselsøyeblikket tom. Ne-brenning. Utviklingen begynner i punkt A og når hovedserien i punkt B. Etter at hydrogenet i kjernen er brukt opp, forlater den hovedserier, eser opp og blir en LBV i punkt C. Det maksimale LBV-stadiet er rundt punkt E. I løpet av dette kortvarige (ca. 10 000 år) LBV-stadiet, mister stjernen nesten hele hydrogenkappen og begynner etterhvert å bevege seg mot venstre i diagrammet (høyere overflatetemperaturer). Stjernen blir en Wolf-Rayet-stjerne (type WNE) et sted mellom punktene E og F. Da har den sin maksimale lysstyrke, som er omkring 3 millioner ganger solens. Pga. ekstremt kraftig massetap, avtar stjernens luminositet sterkt mot punktene G og H, samtidig som den først blir en WC- og deretter WO-stjerne (punkt H). Ne-brenning starter i kjernen nær punkt H.