Zhang i in. (2012) rozważyli kilka wartości dlaT.eff (efektywna temperatura) i L. (jasność) i okazało się, że NML Cygni pasuje do ścieżki ewolucji gwiazdy masy ∼ 25M.⊙, w pobliżu miejsca na diagramie HR podobnej gwiazdy, VY Canis Majoris (oznaczonej jako VY CMa). Wykorzystując te punkty danych, model szacuje, że NML Cygni ma około 8 milionów lat i znajduje się w fazie post-main swojego życia.
Jednak uważa się, że NML Cygni jest związany ze stowarzyszeniem Cygnus OB2 , które ma 2-3 miliony lat. Jest to dziwne, ponieważ wszystkie gwiazdy w stowarzyszeniu powinny być w tym samym wieku (patrz Knodlseder (2008) ). Wiek ten może być jednak wątpliwy, ponieważ przedstawiono dowody na obecność pobliskich starszych gwiazd (patrz Wright i in. (2010) ).
Dokładna lokalizacja VY Canis Majoris na ścieżkach ewolucyjnych nie jest pewna. Massey i in. (2006) stworzyli modele, które umieściły go na torze o mniejszej masie, aby pomóc mu uniknąć „zakazanej strefy” poza limitem Hayashi.
Opierając się na standardowych parametrach, pomiarach wiatru gwiazdowego i siatkach genewskich , Bennett (2010) zasugerował, że czerwony nadolbrzym komponentu VV Cephei może zbliżać się do końca swojego życia, przyjmując masę∼ 20-25M.⊙.
Wikipedia twierdzi
UY Scuti powinien stopić lit, węgiel, tlen, neon i krzem w swoim rdzeniu w ciągu najbliższego miliona lat. Następnie jego rdzeń zacznie wytwarzać żelazo, zaburzając równowagę grawitacji i promieniowania w jego rdzeniu i powodując zapadnięcie się supernowej rdzenia.
O ile mi wiadomo, twierdzenie to opiera się jedynie na przybliżonych oszacowaniach śladów ewolucyjnych, a nie na dokładnych obliczeniach. Wiemy, że UY Scuti z pewnością znajduje się w późniejszym okresie swojej fazy spalania wodoru, jeśli rzeczywiście jest w tym momencie swojego życia. Arroyo-Torres i in. (2013) uważają, że obserwacje umieszczają ją w pobliżu śladów ewolucyjnych gwiazd pochodzących z mas∼ 25-40M.⊙. Dlatego mógł już stracić znaczną część swojej pierwotnej masy - nie jest to zaskakujące dla czerwonego hiperganiu.