Du har kanskje sett en av disse bildesekvensene i astronomisk skala, der du går fra Jorden til Jupiter til Solen, deretter Sola til Sirius - og helt opp til den største stjernen vi kjenner til VY Canis Majoris. Imidlertid er de fleste av stjernene i den store enden av skalaen på et sent tidspunkt i sin fantastiske livssyklus - etter å ha utviklet seg fra hovedsekvensen til å bli røde supergiganter.
Sola vil gå rød kjempe om 5 milliarder år eller så - oppnå en ny radius på omtrent en astronomisk enhet - tilsvarer den gjennomsnittlige radius for jordens bane (og følgelig fortsetter debatten rundt hvorvidt Jorden vil bli fortært eller ikke). I alle fall vil sola da omtrent samsvare med størrelsen på Arcturus, som selv om den er voluminøst stor, bare har en masse på omtrent 1,1 solmasser. Så hvis du sammenligner stjernestørrelser uten å ta hensyn til de forskjellige stadiene i den fantastiske utviklingen, kan det hende at du ikke får det fulle bildet.
En annen måte å ta hensyn til stjernenes "bignness" er å vurdere deres masse, i så fall den mest pålitelige bekreftede ekstremt massive stjernen er NGC 3603-A1a - ved 116 solmasser, sammenlignet med VY Canis Majoris 'mellomliggende 30-40 solmasser.
Den mest massive stjernen av alle kan være R136a1, som har en estimert masse på over 265 solmasser - selv om det nøyaktige tallet er gjenstand for pågående debatt, siden massen bare kan utledes indirekte. Likevel er massen nesten helt sikkert over den ‘teoretiske’ stjernemassegrensen på 150 solmasser. Denne teoretiske grensen er basert på matematisk modellering av Eddington-grensen, punktet der en stjerners lysstyrke er så høy at dens utadstrålingstrykk overstiger dens egengravitet. Med andre ord, utenfor Eddington-grensen, vil en stjerne slutte å samle seg mer masse og vil begynne å blåse av store mengder av sin eksisterende masse som stjernevind.
Det spekuleres i at veldig store stjerner av O-typen kan kaste opp til 50% av massen deres i de tidlige stadiene av deres livssyklus. Så for eksempel, selv om R136a1 er spekulert i å ha en for tiden observert masse på 265 solmasser, kan det ha hatt så mye som 320 solmasser da den først begynte sin levetid som en hovedsekvensstjerne.
Så det kan være riktigere å tenke på at den teoretiske massegrensen på 150 solmasser representerer et punkt i en massiv stjernevolusjon der en viss balansering av krefter oppnås. Men dette er ikke å si at det ikke kunne være stjerner mer massive enn 150 solmasser - det er bare at de alltid vil synke ned i massen mot 150 solmasser.
Etter å ha losset en betydelig andel av den opprinnelige massen, kan slike store stjerner fortsette som sub-Eddington blå giganter hvis de fortsatt har hydrogen å brenne, bli røde supergiganter hvis de ikke gjør det - eller blir supernovaer.
Vink et al modellerer prosessene i de tidlige stadiene av veldig massive stjerner av O-typen for å demonstrere at det er et skifte fra optisk tynne stjernevind, til optisk tykke stjernevind på hvilket tidspunkt disse massive stjernene kan klassifiseres som Wolf-Rayet-stjerner. Den optiske tykkelsen er et resultat av blåst av gass som akkumuleres rundt stjernen som en vindnevel - et vanlig trekk ved Wolf-Rayet-stjerner.
Stjerner med lavere masse utvikler seg til rødt supergiant stadium gjennom forskjellige fysiske prosesser - og siden det utvidede ytre skallet til en rød gigant ikke umiddelbart oppnår rømningshastighet, regnes det fortsatt som en del av stjernens fotosfære. Det er et poeng utenfor som du ikke bør forvente større røde supergiganter, siden mer massive avkomstjerner vil følge en annen evolusjonsvei.
De mer massive stjernene bruker mye av livssyklusen sin til å blåse av masse via mer energiske prosesser, og de virkelig store blir hypernovaer eller til og med par-ustabilitet supernovaer før de kommer noe sted i nærheten av rød supergiant fase.
Så, nok en gang ser det ut til at kanskje størrelse ikke er alt.
Videre lesing: Vink et al. Wind Models for Very Massive Stars in the Local Universe.
