Być może widziałeś jedną z tych sekwencji obrazów w skali astronomicznej, gdzie przechodzisz od Ziemi do Jowisza do Słońca, następnie do Syriusza - i aż do największej znanej nam gwiazdy VY Canis Majoris. Jednak większość gwiazd na dużym końcu skali znajduje się w późnym punkcie swojego gwiezdnego cyklu życia - ewoluując z głównej sekwencji, stając się czerwonymi supergiganami.
Słońce stanie się czerwonym gigantem za około 5 miliardów lat - osiągając nowy promień około jednej Jednostki Astronomicznej - równoważny średniemu promieniu orbity Ziemi (i dlatego trwa debata wokół tego, czy Ziemia zostanie pochłonięta, czy nie). W każdym razie Słońce z grubsza dopasuje się do wielkości Arktura, który, choć obszernie duży, ma masę około 1,1 masy Słońca. Zatem porównanie rozmiarów gwiazd bez uwzględnienia różnych etapów ich gwiezdnej ewolucji może nie dać pełnego obrazu.
Innym sposobem rozważenia „bigness” gwiazd jest rozważenie ich masy, w którym to przypadku najbardziej niezawodnie potwierdzoną niezwykle masywną gwiazdą jest NGC 3603-A1a - przy 116 masach słonecznych, w porównaniu ze średnimi masami Słońca 30-40 VY Canis Majoris.
Najbardziej masywną gwiazdą ze wszystkich może być R136a1, która ma szacunkową masę ponad 265 mas Słońca - chociaż dokładna liczba jest przedmiotem ciągłej debaty, ponieważ jej masę można wywnioskować tylko pośrednio. Mimo to jego masa prawie na pewno przekracza „teoretyczną” granicę masy gwiezdnej 150 mas Słońca. Ta teoretyczna granica opiera się na matematycznym modelowaniu granicy Eddingtona, punktu, w którym jasność gwiazdy jest tak wysoka, że jej ciśnienie promieniowania na zewnątrz przekracza jej grawitację. Innymi słowy, poza granicą Eddingtona gwiazda przestanie gromadzić większą masę i zacznie zrzucać duże ilości swojej istniejącej masy jako wiatr gwiezdny.
Spekuluje się, że bardzo duże gwiazdy typu O mogą zrzucić nawet 50% swojej masy we wczesnych stadiach swojego cyklu życia. Na przykład, chociaż spekuluje się, że R136a1 ma obecnie obserwowaną masę 265 mas Słońca, mogło mieć aż 320 mas Słońca, gdy po raz pierwszy zaczął swoje życie jako gwiazda o sekwencji głównej.
Bardziej słuszne może być uznanie, że teoretyczny limit masy wynoszący 150 mas Słońca reprezentuje punkt w ewolucji gwiazdy masywnej, w którym osiąga się pewne zrównoważenie sił. Ale to nie znaczy, że nie może być gwiazd o masie większej niż 150 mas Słońca - po prostu będą one zawsze spadać w stosunku do 150 mas Słońca.
Po rozładowaniu znacznej części swojej początkowej masy, takie masywne gwiazdy mogą kontynuować jako niebieskie olbrzymy pod Eddington, jeśli nadal mają wodór do spalenia, stać się czerwonymi nadolbrzymami, jeśli nie - lub stać się supernowymi.
Vink i wsp. Modelują procesy we wczesnych stadiach bardzo masywnych gwiazd typu O, aby wykazać przesunięcie z optycznie cienkich wiatrów gwiezdnych do optycznie grubych wiatrów gwiezdnych, w którym to momencie te masywne gwiazdy można sklasyfikować jako gwiazdy Wolfa-Rayeta. Grubość optyczna wynika z wydmuchiwanego gazu gromadzącego się wokół gwiazdy jako mgławice wiatrowe - powszechna cecha gwiazd Wolfa-Rayeta.
Gwiazdy o niższej masie ewoluują do stadium czerwonego nadolbrzyma poprzez różne procesy fizyczne - a ponieważ rozszerzona zewnętrzna skorupa czerwonego olbrzyma nie osiąga natychmiast prędkości ucieczki, nadal jest uważana za część fotosfery gwiazdy. Jest punkt, powyżej którego nie należy się spodziewać większych czerwonych supergiganów, ponieważ bardziej masywne gwiazdy progenitorowe podążą inną ścieżką ewolucji.
Te bardziej masywne gwiazdy spędzają znaczną część swojego cyklu życia na zrzucaniu masy przez bardziej energiczne procesy, a te naprawdę duże stają się hipernowymi, a nawet supernowymi niestabilności parami, zanim dotrą gdzieś w pobliżu czerwonej fazy nadolbrzymowej.
Po raz kolejny wydaje się, że może to nie wszystko.
Dalsza lektura: Vink i in. Modele wiatru dla bardzo masywnych gwiazd we wszechświecie lokalnym.
