A física estelar deu uma espinha dorsal para a Astronomia do século passado, permitindo medir distâncias, aferir a idade do Universo, decompor a luz das galáxias em populações estelares, avaliar o ritmo da evolução química. O sucesso dos modelos se baseou na sua simplicidade: poucos parâmetros e alto grau de equilíbrio gravitacional e termodinâmico. Embora esse quadro só seja válido para estrelas pequenas, elas são a imensa maioria e há alguns anos atrás, parecia que todos os grandes problemas nessa área estavam resolvidos. Por que gastar tempo com as grandes estrelas, que além de complicadas são raras? Muito mais abundantes nos primórdios da Galáxia, elas tiveram enorme impacto em sua evolução dinâmica e química. Tudo o que se vê em galáxias muito distantes é a luz integrada de populações de estrelas de grande massa. Para interpretar essas machinhas de luz são necessários modelos para estrelas luminosas e eles são tão mais precários quanto maior a massa. Uma "receita" de sucesso para estrelas massivas deve incluir: perda de massa, afastamento do equilíbrio termodinâmico, pressão da radiação, rotação. Eles são críticos para definir a trajetória evolutiva da estrela, sua duração e seus produtos finais: supernova ou hipernova/GRB, estrela de nêutrons ou buraco negro. Mais que isso, eles determinam o próprio limite superior para a massa estelar, antes atribuído ao limite de Eddington. Essa nova física estelar já começa a apresentar resultados excitantes, bastante diferentes do que se podia extrapolar a partir de estrelas pequenas.